В этом выпуске мы беседуем с космологом Марком Камионковским о недавно появившихся свидетельствах того, что тёмная энергия может изменяться со временем, а также о том, как это может быть связано с напряжённостью Хаббла и другими космологическими аномалиями.

Марк Камионковский получил степень доктора философии (PhD) по физике в Чикагском университете. В настоящее время он занимает должность профессора физики и астрономии имени Уильяма Р. Кенана‑младшего в Университете Джонса Хопкинса. Среди его наград и достижений — премия Грубера по космологии, премия Дэнни Хайнемана по астрофизике, избрание в Национальную академию наук США и получение стипендии Гуггенхайма.

Вступление: новые космологические аномалии

Ведущий: Всем привет и добро пожаловать на подкаст Mindscape. Я ваш ведущий, Шон Кэрролл. Помимо прочего, я занимаюсь теоретической космологией, причём вполне профессионально.

Так вот, недавно в космологии появились новости, которые могут оказаться очень важными, а могут и не привести ни к чему существенному. В науке такое случается сплошь и рядом. Вы получаете новый результат, но сама новизна результата, как правило, означает, что его было трудно получить. Иначе это сделали бы уже давно. Поэтому первые признаки того, что происходит нечто интересное, обычно довольно слабы. И вы ещё не знаете, действительно ли они указывают в правильном направлении.

Однако сейчас появилось сразу несколько свидетельств того, что в стандартной космологической модели, так называемой модели ΛCDM, возможно, обнаружились некоторые изъяны. Здесь лямбда (Λ) обозначает космологическую постоянную, а CDM — холодную тёмную материю. Речь не о том, чтобы полностью отказаться от теории Большого взрыва или чего‑то подобного. Но, возможно, некоторые детали этой модели придётся скорректировать.

Я вполне мог бы посвятить этой теме отдельный сольный выпуск, однако здесь исключительно важны наблюдательные данные и то, что именно они нам говорят. Поэтому я решил, что лучше пригласить на подкаст настоящего специалиста. И сегодня мы рады приветствовать Марка Камионковского, моего коллегу из Университета Джонса Хопкинса, с которым мы знакомы уже много лет. Мы вместе писали научные статьи и, в частности, предложили идею тёмного электромагнетизма, который мог бы существовать во Вселенной наряду с тёмной материей. Но сегодня мы будем говорить не об этом, а о возможных космологических аномалиях, свидетельства о которых постепенно накапливаются.

Совсем недавно проект под названием DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument, «Спектроскопический инструмент для исследования тёмной энергии») представил результаты, указывающие на то, что плотность тёмной энергии, возможно, изменяется со временем. Это совсем не то, чего мы ожидали бы, если бы тёмная энергия представляла собой обычную космологическую постоянную. А вот если бы она была динамическим полем, подобное поведение вполне можно было бы предположить. Первые намёки на это появились ещё год назад, а совсем недавно свидетельства стали убедительнее.

Существует и другой проект под названием DES (Dark Energy Survey, «Обзор тёмной энергии»), который не следует путать с DESI. Его результаты пока менее определённые, но тоже указывают в том же направлении: тёмная энергия, возможно, эволюционирует со временем. Оба проекта представляют собой поразительные по своим масштабам обзоры Вселенной. Интересно, что в обоих случаях учёные наблюдают далёкие галактики, изучают их пространственное распределение, то, как оно меняется со временем, и другие подобные характеристики.

Оба проекта используют наземные телескопы, на которых прежнее оборудование было заменено новым. В рамках проекта DESI на телескопе обсерватории Китт‑Пик в Аризоне установили новый спектроскопический инструмент взамен прежней камеры. А для проекта DES заменили камеру на телескопе имени Виктора Бланко в Чили.

Как бы то ни было, свидетельства того, что тёмная энергия может изменяться со временем, пока остаются предварительными. Полной ясности здесь ещё нет. Более того, если воспринимать эти результаты буквально, то их подтверждение стало бы поистине удивительным открытием, учитывая то, каким именно образом, согласно наблюдениям, тёмная энергия эволюционирует со временем. И мы обязательно это обсудим.

Но, конечно, я не могу упустить такую возможность и не поговорить о других космологических аномалиях. Например, о напряжённости Хаббла, которую мы уже обсуждали некоторое время назад с Адамом Риссом. Марк, как выясняется, один из ведущих мировых специалистов по теоретическим моделям, призванным объяснить эту напряжённость. Кроме того, Марк стоял у истоков использования космического микроволнового фонового излучения в качестве инструмента космологических исследований. А ещё в своё время он предложил несколько интересных идей о том, чем может быть тёмная энергия. Так что трудно представить себе более подходящего собеседника, чтобы обсудить, что мы узнаём из наблюдений реликтового излучения, о чём говорят результаты обзоров галактик и какие теоретические выводы из всего этого следуют.

Лично я пока не определился, действительно ли мы наблюдаем нечто настолько революционное. Но такая возможность, безусловно, существует, и относиться к ней нужно совершенно серьёзно. К сожалению, нам всё равно придётся дождаться ещё более точных наблюдательных данных. Иногда наука устроена именно так. Но, прослушав этот выпуск, вы будете хорошо подготовлены к тому, чтобы разобраться в происходящем, когда эти данные наконец появятся. Итак, приступим.

Стандартная космологическая модель: как устроена Вселенная

Марк Камионковский, добро пожаловать на подкаст Mindscape.

Марк Камионковский: Привет! Рад здесь быть. Очень приятно побеседовать с тобой в это прекрасное утро среды.

Ведущий: Знаю, что ты сейчас снова в солнечном Балтиморе, а я нахожусь в Санта‑Фе. И да, сегодня здесь довольно приятная погода. Чуть прохладнее, чем вчера, зато, наверное, кислорода побольше. Санта‑Фе расположен довольно высоко над уровнем моря, и я это определённо ощущаю.

Итак, мы собрались здесь потому, что в последнее время возникло несколько, а точнее, даже больше нескольких аномалий, проблем и загадок, как их ни назови, связанных со стандартной космологической моделью, которую сегодня принято называть ΛCDM. Об этом мы и поговорим. Но для начала давай объясним, что представляет собой стандартная космологическая модель и почему мы считаем её правильной. Расскажи нам в общих чертах, но не слишком кратко, как выглядит современная картина Вселенной, если пока оставить все эти аномалии в стороне.

Марк Камионковский: Хорошо. Значит, не слишком краткий обзор того, что мы знаем о Вселенной, если пока не учитывать никаких аномалий. Итак, мы живём во Вселенной, которую человечество изучает уже много столетий. Но я бы сказал, что особенно сильно наше понимание Вселенной изменилось за последние сто лет. Ведь Вселенная — это всё, что нам известно, единая физическая система. И за это время наши представления о ней претерпели колоссальные изменения.

По‑настоящему всё началось чуть меньше ста лет назад, когда Хаббл обнаружил, что Вселенная расширяется. Все знают, что Земля обращается вокруг Солнца, а Солнце находится в центре Солнечной системы. Большинство людей также знают, что Солнце — одна из примерно десяти миллионов звёзд нашей галактики, Млечного Пути. И Солнце обращается вокруг центра Млечного Пути по той же причине, по которой Земля обращается вокруг Солнца.

Ведущий: Кажется, ты сказал «десяти миллионов»?

Марк Камионковский: Десяти миллиардов. Извини. [Смех] Рад, что ты внимательно слушаешь.

Да, десять миллиардов звёзд. Так вот, Солнце обращается вокруг центра Млечного Пути по той же причине, по которой Земля обращается вокруг Солнца. Дело в том, что все звёзды Млечного Пути вместе создают мощное гравитационное поле.

И тут можно задаться вопросом: а не является ли наша галактика частью какой‑то ещё более крупной структуры? Может быть, она входит в систему из десятков или даже миллиардов галактик, которые тоже вращаются друг вокруг друга? Но оказывается, что на этом иерархия заканчивается. Наша галактика — лишь одна из десятков миллиардов известных нам галактик, которые в целом довольно похожи друг на друга. Однако галактики не обращаются друг вокруг друга подобно звёздам в галактике.

Вместо этого оказывается, что каждая галактика удаляется от остальных. Именно это Хаббл и обнаружил почти сто лет назад. Причём скорость, с которой любые две галактики удаляются друг от друга, пропорциональна расстоянию между ними. И мы интерпретируем это следующим образом: вся Вселенная расширяется.

Это открытие сделал Хаббл. И оно оказалось весьма кстати, поскольку за двенадцать лет до этого Эйнштейн создал общую теорию относительности. Несколько учёных, изучавших общую теорию относительности, поняли, что её уравнения допускают существование именно такой Вселенной — заполненной материей, расширяющейся, в которой всё удаляется друг от друга. Так, по сути, и зародилась стандартная космологическая модель.

С тех пор мы сделали ещё немало открытий. Пожалуй, следующий крупный прорыв произошёл в середине 1960-х годов, когда было обнаружено то, что мы сегодня называем космическим микроволновым фоновым излучением, или реликтовым излучением. Основная идея здесь довольно проста. Если сегодня всё во Вселенной удаляется друг от друга, то представим, что мы сняли фильм об этом расширении, а затем запустили его в обратном направлении. Тогда мы увидим, что в какой‑то момент в прошлом всё вещество Вселенной было сосредоточено в гораздо меньшем объёме. Таким образом, хотя сегодня средняя плотность вещества во Вселенной довольно мала, если всё удаляется друг от друга, значит, в определённый момент в прошлом, который мы связываем с Большим взрывом, плотность Вселенной должна была быть чрезвычайно высокой.

Любой, кто когда‑нибудь накачивал автомобильные шины и потом ездил на них, знает: когда плотность газа увеличивается, растёт давление, а вместе с ним может повышаться и температура. Поэтому у нас есть веские основания полагать, что ранняя Вселенная была очень горячей.

Представь себе камин, в котором недавно горел огонь, но теперь уже погас. Угли ещё какое‑то время продолжают тлеть и излучать тепло. Хотя пламени уже нет, остаточное тепловое излучение всё ещё можно обнаружить. И вот в 1965 году мы обнаружили именно такое остаточное излучение — космический микроволновый фон. Таким образом, мы нашли ещё один реликт Большого взрыва, который прекрасно согласуется с картиной расширяющейся Вселенной, предложенной Хабблом около ста лет назад. Пока всё понятно?

Ведущий: Прекрасно! Да, мне очень нравится.

Марк Камионковский: Хорошо, просто решил уточнить. [Смех] Итак, это было в 1965 году, то есть примерно шестьдесят лет назад. С тех пор мы узнали о нашей Вселенной ещё гораздо больше. Например, мы научились изучать распределение галактик во Вселенной. И обнаружили, что на самых больших масштабах Вселенная чрезвычайно однородна. Представь себе гладь пруда в ясный, безветренный день. Поверхность воды кажется совершенно ровной. Но если присмотреться повнимательнее, можно заметить небольшие колебания, слабую рябь, словно подул лёгкий ветерок.

Кроме того, мы научились с исключительно высокой точностью исследовать космическое микроволновое фоновое излучение. И обнаружили, что температура этого излучения, своеобразного послесвечения Большого взрыва, не абсолютно одинакова во всех направлениях. Она очень близка к одинаковой. Различия составляют всего около одной стотысячной. Но если проводить достаточно точные измерения, можно обнаружить небольшие флуктуации температуры. И у нас есть очень веские основания полагать, что именно эти крошечные флуктуации, которые мы наблюдаем в реликтовом излучении, послужили зародышами гораздо более значительных неоднородностей, которые сегодня проявляются в распределении галактик во Вселенной. Мы считаем, что эти первоначально слабые флуктуации со временем усилились под действием гравитации.

Итак, у нас есть чрезвычайно точные измерения реликтового излучения и распределения галактик. И у нас есть модель, которая позволяет связать современное распределение галактик во Вселенной с неоднородностями реликтового излучения, сохранившегося со времён Большого взрыва. Но чтобы эта модель могла объяснить особенности, которые мы наблюдаем как в реликтовом излучении, так и в распределении галактик, необходимо учитывать кое‑что ещё.

Помимо обычного вещества, из которого состоим мы с тобой и вообще всё в Солнечной системе, которое на научном языке называют барионной материей, то есть обычным атомным веществом, в модели обязательно должна присутствовать тёмная материя. Причём её должно быть очень много — примерно в пять раз больше по массе, чем барионной материи. Мы не знаем, что представляет собой тёмная материя, но наши модели показывают, что без неё невозможно объяснить наблюдаемые данные. Она необходима, чтобы эти модели работали.

И наконец, существует ещё так называемая космологическая постоянная, о присутствии которой во Вселенной мы заключили в конце 1990-х годов. Но теперь мы также понимаем, исходя из наших моделей космологических флуктуаций, что космологическая постоянная тоже должна присутствовать, чтобы объяснить наблюдения.

И опять же, мы не очень хорошо понимаем, что такое космологическая постоянная. Но в определённом смысле её можно представить как некоторую плотность энергии, равномерно заполняющей всё пространство. Итак, у нас есть замечательная модель, которая объясняет происхождение Вселенной и её расширение. У нас даже есть некоторые идеи относительно того, почему Вселенная расширяется, хотя я бы сказал, что эти идеи пока ещё не получили окончательного оформления.

Ведущий: Ты имеешь в виду, что первоначально запустило это расширение?

Марк Камионковский: Да, что привело всё это в движение.

Ведущий: Хорошая новость для тебя заключается в том, что у меня скоро выйдет отдельный выпуск подкаста о том, что происходило вблизи Большого взрыва. Так что тебе не придётся об этом беспокоиться. [Смех]

Марк Камионковский: О, правда? Вблизи Большого взрыва? А как насчёт того, что было до Большого взрыва?

Ведущий: Да, об этом тоже поговорим.

Марк Камионковский: Да, должно быть интересно. Итак, у нас есть замечательная модель, которая объясняет всё это огромное количество наблюдательных данных о распределении галактик. Мы смогли составить карты миллионов и миллионов галактик, а температуру космического микроволнового фонового излучения измерили примерно в миллионе различных точек на небе.

То есть данных у нас действительно очень много. Это не какая‑то приблизительная модель, построенная на расплывчатых рассуждениях и общих соображениях. Это не тот случай, когда мы говорим, что расстояние от Нью‑Йорка до Лос‑Анджелеса составляет примерно 3000 миль. Нет, мы говорим, что оно составляет 3118,632 мили. Настолько точная у нас модель. И она действительно прекрасно работает. Так что мы очень собой гордимся.

Почему мы уверены в существовании тёмной материи

Ведущий: И я думаю, вполне заслуженно. Но позволь мне на секунду тебя остановить, потому что здесь незаметно проскользнул один момент, который кажется мне очень интересным.

Уверен, тебе часто пишут люди, которые, не будучи профессиональными учёными, утверждают, что смогли объяснить все эффекты, приписываемые тёмной материи, без необходимости вводить саму тёмную материю. И, разумеется, они всегда сосредотачиваются на кривых вращения спиральных галактик. Речь идёт о том, что скорость, с которой звёзды и газ вращаются вокруг центров спиральных галактик, зависит от количества заключённой в них массы и так далее.

Именно такие наблюдения проводили Вера Рубин и её коллеги. Обычно мы объясняем обнаруженные ими особенности вращения галактик присутствием тёмной материи, хотя теоретически причины могут быть и другими. Но ты ведь даже не упомянул спиральные галактики. Ты сразу перешёл к реликтовому излучению.

Марк Камионковский: Да, хорошее замечание. Думаю, я поступил так потому, что хотел дать тебе максимально сжатое изложение…

Ведущий: Нет‑нет, мне это нравится.

Марк Камионковский: …нашей модели Вселенной. Но да, ты прав. Те измерения космического микроволнового фонового излучения и крупномасштабного распределения галактик, о которых я рассказывал и для объяснения которых потребовалось существование тёмной материи, начали проводиться примерно 25 лет назад.

Однако ты совершенно прав в том, что ещё за двадцать лет до этого, примерно в 1970 году, Вера Рубин, её коллеги и некоторые другие исследователи начали понимать, что большая часть материи в галактиках должна быть тёмной. Таким образом, у нас были веские основания предполагать существование тёмной материи во Вселенной ещё до того, как появились результаты исследований крупномасштабной структуры и реликтового излучения, о которых я только что говорил.

Поэтому в определённом смысле эти результаты не стали для нас неожиданностью. Скорее, они послужили независимым подтверждением прежних выводов. Они значительно укрепили нашу уверенность в том, что аномалии, обнаруженные в кривых вращения галактик, действительно существуют и обусловлены присутствием какой‑то новой формы материи.

Ведущий: Но мне нравится подчёркивать этот момент, потому что он довольно наглядно показывает разницу между тем, как об этих вещах думают профессиональные учёные, и тем, как мы обычно рассказываем о них широкой публике. Мы стараемся более или менее точно придерживаться исторической последовательности открытий и отдавать должное первым исследователям. Поэтому обычно начинаем рассказ со спиральных галактик.

Но на самом деле главные основания нашей уверенности в существовании чего‑то вроде тёмной материи связаны совсем с другими наблюдениями. Прежде всего, это сочетание данных о космическом микроволновом фоновом излучении, крупномасштабной структуре Вселенной и других подобных явлениях. Поэтому даже если вам удастся объяснить вращение спиральных галактик, это ещё не избавит вас от необходимости вводить тёмную материю.

Марк Камионковский: Объяснить вращение спиральных галактик не означает избавиться от необходимости вводить тёмную материю? Да, совершенно верно. [Смех] Я просто пытаюсь разобраться в формулировке твоего утверждения. Если бы кто‑то действительно предложил альтернативное объяснение кривых вращения галактик, не требующее существования тёмной материи, у нас всё равно оставались бы веские основания считать, что тёмная материя существует, исходя из наблюдений реликтового излучения и распределения галактик.

Ведущий: Извини, что так настойчиво к этому придираюсь, но ведь мы разговариваем с интернет‑аудиторией, а там хватает людей с собственными теориями. И мы их любим, поддерживаем их стремление разобраться в этих вопросах, но всё‑таки хотим, чтобы было совершенно ясно, на чём основаны наши научные убеждения.

Марк Камионковский: Да, на самом деле ты затронул очень важный момент. Думаю, в космологии мы со временем всё глубже осознаём одну вещь. В принципе, мы всегда это знали, но теперь начинаем ценить ещё больше. Дело в том, что космология в некотором отношении очень похожа на археологию, физическую антропологию или палеонтологию. Да, именно палеонтологию! [Смех] Никак не мог вспомнить нужное слово.

Представь себе работу палеонтолога. Ты находишь где‑нибудь ископаемые кости, у которых довольно странная форма. Рассматриваешь их и понимаешь, что перед тобой что‑то вроде головоломки. Ты пытаешься собрать отдельные фрагменты воедино, опираясь на свои знания о строении скелетов существующих животных. Получается своеобразная головоломка, но решаешь ты её не вслепую. Тебе помогают знания, полученные при решении других, похожих задач.

И в космологии мы занимаемся практически тем же самым. В этом отношении наши науки очень похожи. Космология не является экспериментальной наукой в обычном смысле слова. В палеонтологии ты ведь не можешь просто взять и создать динозавра. Хотя некоторые, конечно, пытаются. Но вообще‑то ты не создаёшь динозавра. Точно так же и мы не можем произвольно изменять исследуемую систему. В нашем распоряжении есть только наблюдения, то, что мы обнаруживаем с помощью телескопов. И на основе этих наблюдений мы пытаемся построить модель, которая согласовывалась бы как с полученными данными, так и с известными нам законами физики.

Поэтому, если кто‑то предлагает модель, объясняющую кривые вращения галактик без привлечения тёмной материи, это совершенно законное направление исследований. Почему бы и нет? Но затем необходимо задать следующий вопрос: будет ли такое объяснение согласовываться со всеми остальными известными нам фактами?

Именно поэтому в современной космологии мы стараемся проводить как можно больше разнообразных наблюдений и максимально подробно изучать самые разные физические системы. В некоторых случаях мы даже можем проводить соответствующие эксперименты в лаборатории. Но главное заключается в следующем: чтобы мы действительно могли доверять своим выводам, чтобы наша уверенность в них возрастала, нам необходимы независимые измерения и наблюдения разных физических систем, полученные с помощью разных методов. И все эти результаты должны согласовываться друг с другом, складываясь в единую картину и давая нам…

Космологическая постоянная и открытие ускоренного расширения

Ведущий: Кстати, раз уж мы заговорили об этом, давай обсудим тёмную энергию и космологическую постоянную. Как мы вообще пришли к выводу об их существовании?

Марк Камионковский: Итак, история космологической постоянной начинается с того, что Эйнштейн понял: в его уравнениях может присутствовать дополнительный член, соответствующий космологической постоянной. А впоследствии он якобы назвал её своей «величайшей ошибкой». Правда это или нет, я не знаю.

Кстати, мне довелось собственными глазами увидеть страницы его записной книжки с соответствующими вычислениями. Ты ведь знаешь Диану Бухвальд, которая руководит проектом по изданию трудов Эйнштейна?

Ведущий: Да.

Марк Камионковский: Так вот, однажды Диана показала мне подлинные страницы записной книжки Эйнштейна, на которых он проводил вычисления, приведшие его к идее космологической постоянной. И она рассказала мне одну довольно любопытную вещь. По её словам, среди всех сохранившихся работ Эйнштейна это единственный известный им случай, когда он действительно выполнял численные вычисления. [Смех]

Ведущий: То есть подставлял конкретные числа?

Марк Камионковский: Да! У него даже был график, нарисованный на миллиметровой бумаге, и он пытался вычислить площадь под кривой.

Ведущий: Ничего себе!

Марк Камионковский: Причём делал он это, просто подсчитывая клеточки.

Так или иначе, космологическая постоянная существовала в качестве теоретически допустимого дополнения к основным уравнениям общей теории относительности уже более ста лет. Но убедительные наблюдательные свидетельства её существования, на мой взгляд, появились лишь в конце 1990-х годов. Конечно, если обратиться к научной литературе более раннего периода, можно найти работы, авторы которых предполагали, что некоторые космологические наблюдения лучше согласуются с моделями, в которых космологическая постоянная не равна нулю.

Но по‑настоящему решающее доказательство было получено благодаря измерениям двух независимых исследовательских групп: Supernova Cosmology Project («Проект космологии сверхновых») и… Господи, никак не могу вспомнить название второй.

Ведущий: High‑Z Supernova Search Team («Группа поиска сверхновых с высоким красным смещением»).

Марк Камионковский: Да, High‑Z Supernova Search Team. Названия у них, конечно, очень похожие.

Ведущий: Итак, ранее мы говорили о том, что все галактики во Вселенной удаляются друг от друга. Представь теперь, что я подбрасываю мяч вверх. Сначала он летит вверх, но при этом на него действует гравитационное притяжение Земли. Поэтому, хотя в момент броска я сообщаю мячу довольно большую начальную скорость, по мере подъёма она уменьшается, затем становится равной нулю, после чего меняет знак, и мяч начинает падать обратно.

Но предположим, что у меня невероятно сильная рука и я могу бросить бейсбольный мяч со скоростью больше 11 километров в секунду. Даже не знаю, сколько это будет в милях. Так вот, если бы я мог бросить мяч со скоростью, превышающей 11 километров в секунду, он смог бы преодолеть гравитационное притяжение Земли. Вместо того чтобы подняться и затем упасть обратно, мяч улетел бы прочь от Земли и продолжал удаляться от неё бесконечно.

Однако гравитация представляет собой дальнодействующее взаимодействие, причём взаимодействие притягивающее. Поэтому, даже если бейсбольный мяч улетает от Земли и будет продолжать удаляться от неё вечно, скорость его удаления всё равно будет непрерывно уменьшаться.

Марк Камионковский: Таким образом, обычная гравитация, описываемая законом Ньютона, подсказывает нам, что если две галактики удаляются друг от друга, то скорость их взаимного удаления должна со временем уменьшаться. Именно такая картина и лежала в основе стандартной космологической модели, построенной на общей теории относительности Эйнштейна без космологической постоянной, вплоть до конца 1990-х годов.

Но затем произошло следующее. Две независимые исследовательские группы, High‑Z Supernova Search Team и Supernova Cosmology Project, провели измерения, позволившие определить, с какой скоростью галактики удаляются друг от друга. И они обнаружили, что скорость удаления галактик со временем не уменьшается, как ожидалось, а, наоборот, увеличивается. В 1998 году журнал Science назвал это открытие научным прорывом года. Оно стало настоящим потрясением абсолютно для всех физиков.

Конечно, мы знали, что общая теория относительности допускает существование ненулевой космологической постоянной. Но все просто исходили из того, что она должна быть равна нулю. Дело в том, что её фактическое значение составляет что‑то вроде 0,000… с примерно 120 нулями после запятой. То есть это чрезвычайно, невероятно маленькое число. А физики не любят такие крошечные числа. Нам нравятся единица, число пи, число 2,3. [Смех] Мы не любим ни чрезвычайно малые, ни чрезвычайно большие числа.

Поэтому открытие стало для всех огромной неожиданностью. Помню, что сам я относился к нему с большим скептицизмом. Учёные пытались найти другие объяснения полученных результатов. Например, высказывалось предположение, что свойства самих сверхновых могли изменяться с космологическим временем. Или, возможно, свет от более далёких сверхновых частично поглощался по пути к нам, из‑за чего они казались тусклее, чем должны были быть. Но исследователи из обеих групп проделали огромную работу, тщательно проверяя все эти возможности. Им удалось убедительно показать, что подобные объяснения не работают, и исключить их.

А окончательно я убедился в правильности открытия, когда в начале 2000-х годов появились результаты экспериментов по исследованию космического микроволнового фонового излучения. Они позволили совершенно другим методом, на основе принципиально иного типа наблюдений, прийти к тому же выводу: космологическая постоянная должна иметь ненулевое значение. Ну что, я ответил на твой вопрос?

Ведущий: Да, вполне. И таким образом мы приходим к модели ΛCDM, где лямбда обозначает космологическую постоянную, а CDM — холодную тёмную материю. Это и есть наша стандартная, эталонная космологическая модель, с которой мы сравниваем наблюдения?

Марк Камионковский: Да, это наша стандартная космологическая модель. Хотя название мне не нравится. [Смех]

Ведущий: Да, название не самое привлекательное. Но, возможно, мы ещё опровергнем эту модель, так что ничего страшного. Тогда и придумаем название получше.

Барионные акустические осцилляции: следы звуковых волн

Есть ещё один вид космологических измерений, который мне хотелось бы обсудить. Речь о так называемых барионных акустических осцилляциях. Мне кажется, обычному человеку труднее всего разобраться именно с этим явлением. Но, судя по всему, оно играет чрезвычайно важную роль в современной космологии.

Марк Камионковский: Да, пожалуй, это действительно сложнее всего объяснить, но я попробую. Итак, из наблюдений космического микроволнового фонового излучения мы знаем, что ранняя Вселенная была чрезвычайно однородной. Я уже сравнивал её с поверхностью пруда в совершенно безветренный день.

Но представим, что я бросил в этот пруд камешек. Сначала появятся брызги, а затем от точки падения камешка начнёт распространяться круговая волна. Со временем эта волна будет расходиться всё дальше, двигаясь с некоторой определённой скоростью. Если я сделаю снимок спустя всего несколько секунд после падения камешка, то увижу сравнительно небольшой круг. Но если подожду подольше, этот круг станет больше.

Как я уже говорил, хотя ранняя Вселенная была чрезвычайно однородной, идеально однородной она всё‑таки не была. Поэтому в ранней Вселенной могли распространяться звуковые волны. Дело в том, что вещество ранней Вселенной представляло собой своеобразную жидкую среду. Все барионы, из которых сегодня состоят галактики, мы с тобой, Солнце и все остальные звёзды, в ранней Вселенной были частью этой единой среды. И если бы в ней возникло какое‑то возмущение, если бы я, образно говоря, бросил камешек в раннюю Вселенную, от места возмущения начала бы распространяться волна, движущаяся со скоростью звука.

Конечно, мы не наблюдаем каждую такую волну по отдельности. Но вот что важно. Представь, что я бросаю камешек в пруд. От места его падения начинает расходиться круговая волна, но при этом в самом центре, там, где камешек упал в воду, ещё какое‑то время сохраняется небольшое бурление.

И поэтому между высотой поверхности воды в центре, где упал камешек, и высотой поверхности на гребне расходящейся волны будет существовать определённая корреляция. Далеко за пределами волны отклонение поверхности воды от исходного уровня равно нулю. Внутри круга, ограниченного волной, это отклонение довольно мало. Но на определённом расстоянии от центра мы обнаружим заметное повышение уровня воды.

И вот когда мы изучаем распределение галактик, то не видим никаких отдельных волн, но можем измерить вероятность обнаружить одну галактику на некотором расстоянии от другой. Если исследовать, как эта вероятность зависит от расстояния между галактиками, то окажется, что по мере увеличения расстояния избыточная вероятность обнаружить галактику постепенно уменьшается. Однако примерно на расстоянии 100 мегапарсек на этом графике обнаруживается своеобразный пик. И этот пик, по сути, представляет собой следствие тех самых звуковых волн, которые распространялись в ранней Вселенной.

Ведущий: Хорошо. Значит, если говорить очень приблизительно и образно, Бог бросал камешки в гладкий пруд ранней Вселенной, и от них расходились круги. И в результате между галактиками, которые мы наблюдаем сегодня, должно существовать некоторое характерное расстояние, на котором проявляется корреляция. Просто потому, что все эти процессы происходили в определённые промежутки времени?

Марк Камионковский: Совершенно верно.

Ведущий: Отлично. И это и есть барионные акустические осцилляции, или BAO?

Марк Камионковский: Именно. Когда видишь их в реальных наблюдательных данных, это действительно производит сильное впечатление.

Ведущий: Да. [Смех]

Марк Камионковский: И это ещё один пример того, насколько хорошо все элементы нашей космологической картины согласуются друг с другом. У нас есть расширение Вселенной, есть космическое микроволновое фоновое излучение, есть флуктуации этого излучения.

Помню, когда я был постдоком, а затем молодым профессором в середине 1990-х годов, учёные уже в общих чертах понимали, что подобный пик должен присутствовать и в распределении галактик. Но я тогда думал, что мы никогда не сможем его обнаружить. Да, это интересная теоретическая идея, но ведь для её проверки необходимо измерить положения бог знает скольких миллионов галактик! И даже если это удастся сделать, между Большим взрывом и сегодняшним днём происходило столько всевозможных сложных процессов, что первоначальный сигнал наверняка будет очень трудно различить.

Но оказалось, что модель действительно работает. Сегодня у нас есть обзоры, охватывающие миллионы и миллионы галактик, положения которых измерены с очень высокой точностью. И мы действительно видим этот пик в распределении галактик. Более того, при современном уровне точности наблюдений этот эффект уже вовсе не выглядит едва заметным. Он буквально бросается в глаза. [Смех]

Мы исследуем распределение галактик на колоссальных масштабах, в сотни миллионов световых лет, и обнаруживаем следы физических процессов, которые описываются нашими моделями ранней Вселенной.

Космологические параметры и простота модели Вселенной

Ведущий: И здесь важно подчеркнуть ещё одну вещь. Когда мы исследуем как температурные флуктуации реликтового излучения, так и барионные акустические осцилляции, мы, в принципе, определяем значения всех этих космологических параметров: плотности тёмной материи, плотности энергии, связанной с космологической постоянной, и так далее. Но мы ведь не измеряем их непосредственно.

Вместо этого мы говорим: у нас есть единая модель, описывающая все эти явления одновременно. На её основе мы можем сделать множество различных предсказаний, которые зависят от значений параметров модели. Затем мы проводим наблюдения, измеряем определённые величины и выясняем, при каких значениях параметров модель наилучшим образом согласуется с полученными данными.

Марк Камионковский: Именно так.

Ведущий: И получается довольно интересная ситуация. С одной стороны, чрезвычайно впечатляет, насколько хорошо работает стандартная космологическая модель. Но с другой стороны, в ней очень много взаимосвязанных элементов. И если вдруг что‑то перестаёт согласовываться с наблюдениями, совершенно не очевидно, где именно следует искать проблему.

Марк Камионковский: Да, совершенно верно. И здесь есть ещё одна вещь, которая, как мне кажется, оказалась довольно неожиданной в процессе развития наших представлений о Вселенной. Выяснилось, что Вселенная, по причинам, которые мы, вероятно, пока не до конца понимаем, представляет собой гораздо более простую систему, чем кто‑либо мог предположить.

Ты прав: мы измеряем распределение несметного количества галактик, определяем температуру космического микроволнового фонового излучения в миллионах точек на небе. На первый взгляд перед нами невероятно сложная система. Ведь в галактиках есть газ и звёзды. Есть сложные процессы взаимодействия звёздных выбросов с окружающей средой. Происходят взрывы сверхновых, которые обогащают межгалактическую среду тяжёлыми химическими элементами. Есть гравитация, космологическая постоянная, тёмная материя. Всё это создаёт впечатление чрезвычайно сложной физической системы.

Но оказывается, что всё гораздо проще. Когда мы начинаем внимательно изучать Вселенную, выясняется, что система в целом устроена значительно проще, чем кто‑либо мог ожидать. Более того, я бы сказал, что наше понимание происхождения и эволюции Вселенной сегодня описывается математической моделью с гораздо более точно определёнными параметрами, чем даже наше понимание Солнечной системы.

Ведущий: Да.

Марк Камионковский: И это несмотря на то, что мы живём в Солнечной системе, побывали в некоторых её областях, а физика, которая описывает её устройство, в принципе гораздо проще: гравитация и законы Кеплера.

Так что ты совершенно прав. У нас есть огромное количество данных и множество параметров, которые можно варьировать. Казалось бы, перед нами должна быть невероятно сложная система. И можно было бы ожидать, что нам будет очень трудно с какой‑либо уверенностью определить значение каждого отдельного параметра, ведь одновременно приходится подбирать значения всех остальных.

Но оказывается, что модель всего с пятью параметрами способна объяснить все эти наблюдения. И это одно из самых удивительных и впечатляющих наших достижений. Одна и та же модель может объяснить как наблюдаемое распределение галактик, так и свойства космического микроволнового фонового излучения. Вот почему мы так гордимся собой.

Может ли тёмная энергия меняться со временем?

Ведущий: И вполне заслуженно. Но при этом нам, конечно, должно быть интересно, не происходит ли где‑нибудь чего‑то необычного. Когда речь заходит о возможных отклонениях от стандартной модели, существуют теоретические идеи, которые особенно нравятся физикам. А есть то, о чём нам сообщают экспериментаторы по результатам реальных наблюдений. Давай, пожалуй, довольно кратко обсудим, какие существуют основные альтернативные гипотезы относительно физической природы тёмной материи и тёмной энергии, которые мы пытаемся проверить с помощью космологических наблюдений.

Марк Камионковский: Хорошо, интересный вопрос. Начнём с того, как мы проверяем наши представления о космологической постоянной. Как мы уже говорили, с точки зрения нашего понимания фундаментальной физики космологическая постоянная представляет собой чрезвычайно странную вещь. Поэтому вполне естественно задаться вопросом: а действительно ли космологическая постоянная постоянна? Ведь сама идея заключается в том, что всё пространство заполнено какой‑то загадочной энергией. Но можно спросить: изменяется ли эта энергия со временем, по мере расширения Вселенной, или она действительно остаётся строго постоянной?

Если космологическая постоянная на самом деле не постоянна, возникает проблема с названием. Именно поэтому вместо термина «космологическая постоянная» учёные стали использовать более общее понятие «тёмная энергия». Ведь если космологическая постоянная изменяется со временем, называть её постоянной уже не совсем правильно. Таким образом, можно поставить вопрос: остаётся ли плотность тёмной энергии постоянной во времени или она эволюционирует?

На протяжении последних 25 лет предпринимались огромные усилия, направленные на выяснение именно этого вопроса: изменяется ли плотность тёмной энергии со временем или нет? И для этого используются, по существу, те же методы наблюдений, с помощью которых мы определяем скорость расширения Вселенной, плотность тёмной материи и другие космологические параметры. У нас есть модели, предсказывающие, как должны выглядеть распределение галактик и космический микроволновый фон. И тёмная энергия входит в эти модели как один из компонентов.

В простейшей модели для описания тёмной энергии используется всего один параметр — её плотность, которая предполагается постоянной. Но мы можем также исследовать, что произойдёт, если рассмотреть модель, в которой плотность тёмной энергии изменяется со временем. Тогда у нас появляются дополнительные параметры, значения которых можно определить путём подгонки модели к наблюдательным данным. И таким образом мы можем попытаться выяснить, действительно ли плотность тёмной энергии эволюционирует со временем.

Свойства тёмной материи и поиски её частиц

Ведущий: А вот в случае тёмной материи, как мне кажется, гораздо труднее предложить физически правдоподобные модификации стандартной картины. Но люди всё равно экспериментируют с разными возможностями?

Марк Камионковский: Да. Более того, в некотором смысле это даже более обширная область исследований. Мы совершенно не знаем, что представляет собой тёмная материя. Наши модели очень хорошо работают, если принять простейшее предположение: тёмная материя взаимодействует сама с собой и со всем остальным исключительно посредством гравитации. Иными словами, частицы тёмной материи не рассеиваются друг на друге и не взаимодействуют при столкновениях с частицами обычного вещества.

Но это всего лишь предположение. И опять же, можно построить более сложные модели, в которых тёмная материя обладает каким‑то дополнительным взаимодействием с самой собой или с обычной материей. Эти взаимодействия можно описать с помощью определённых параметров, а затем попытаться подобрать их значения, сопоставляя предсказания модели с данными о распределении галактик и космическом микроволновом фоновом излучении.

Но в случае тёмной материи у нас есть несколько больше возможностей для исследований. Ведь тёмная материя существует не только где‑то далеко во Вселенной. Предположительно, она присутствует и в Млечном Пути, и в Солнечной системе. Более того, скорее всего, её частицы ежедневно проходят прямо сквозь нас здесь, на Земле.

Одна из наиболее распространённых гипотез заключается в том, что тёмная материя состоит из элементарных частиц, масса которых примерно в сто раз превышает массу протона. При этом оказывается, что локальная плотность тёмной материи соответствует примерно половине массы протона на кубический сантиметр. А это означает, что каждый раз, когда ты покупаешь в магазине литр молока, вместе с рекомендуемой суточной нормой кальция и витамина D ты получаешь ещё и одну частицу тёмной материи. [Смех]

Ведущий: А если тёмная материя состоит из аксионов, то ты получаешь сразу огромное количество частиц тёмной материи?

Марк Камионковский: Да, вполне возможно. Тут ещё вопрос, покупаешь ли ты их на вес или поштучно… Как я уже говорил, согласно стандартному представлению, тёмная материя взаимодействует со всем остальным исключительно посредством гравитации. Поэтому, если она окажется в твоём молоке, беспокоиться не о чем. Но если у неё всё‑таки есть какое‑то очень слабое взаимодействие с обычным веществом, мы можем создавать лабораторные детекторы, чтобы попытаться обнаружить следы взаимодействий этих чрезвычайно редко встречающихся частиц тёмной материи с обычным веществом.

Ведущий: И это довольно крупная область исследований, в которой пока не удалось обнаружить ровным счётом ничего. [Смех] Но стоит подчеркнуть, что у нас по‑прежнему остаётся огромное пространство для вполне разумных и жизнеспособных моделей тёмной материи, частицы которой мы пока просто не способны обнаружить.

Марк Камионковский: Да, совершенно верно. Вообще, здесь есть один интересный момент. Насколько я помню, всерьёз рассматривать идею о том, что тёмная материя состоит из элементарных частиц, физики начали примерно 40–45 лет назад. А в конце 1980-х годов исследователи уже всерьёз занялись поисками этих частиц в лабораторных условиях. Таким образом, мы ищем частицы тёмной материи в лабораториях уже около сорока лет.

И сорок лет назад у нас были теоретические предсказания, причём очень красивые и привлекательные, относительно того, чем именно должна быть тёмная материя. Но с тех пор многие из этих моделей удалось исключить, поскольку предсказанные ими частицы так и не были обнаружены.

Так что, с одной стороны, мы до сих пор не знаем, что такое тёмная материя, и в некотором смысле наши поиски напоминают попытки нащупать что‑то в темноте. Но с другой стороны, за последние десятилетия у нас появилось немало действительно интересных, многообещающих и теоретически хорошо обоснованных моделей тёмной материи. И тот факт, что некоторые из них удалось экспериментально исключить, сам по себе очень интересен. Ведь исследования тёмной материи — это экспериментальная наука. Мы не просто беспорядочно шарим руками в полной темноте.

Напряжённость Хаббла: два способа измерить расширение Вселенной

Ведущий: Рад это слышать. Но это возвращает нас к тому, что в космологии всё‑таки существуют нерешённые проблемы, с которыми нам необходимо разобраться. И если говорить в хронологическом порядке, то, пожалуй, первая проблема, которую лично я стал воспринимать всерьёз и которая до сих пор остаётся нерешённой, — это напряжённость Хаббла. Пару лет назад мы даже приглашали на подкаст нашего общего коллегу Адама Рисса, чтобы обсудить эту тему. Так что давай обновим информацию с тех пор. Проблема всё ещё существует? Нас по‑прежнему должна беспокоить напряжённость Хаббла? И в чём именно она заключается?

Марк Камионковский: Напряжённость Хаббла — это серьёзная проблема. Итак, как мы уже обсуждали, у нас есть космологические модели, параметры которых мы подбираем таким образом, чтобы объяснить наблюдения космического микроволнового фонового излучения и результаты обзоров галактик. И один из этих параметров — постоянная Хаббла, которая характеризует скорость расширения Вселенной, то есть, по существу, показывает, с какой скоростью галактики удаляются друг от друга.

Когда мы исследуем распределение галактик или реликтовое излучение, мы не измеряем расширение Вселенной непосредственно. Однако скорость расширения входит в качестве параметра в наши модели, описывающие распределение галактик и свойства космического микроволнового фона.

Но есть и другой подход. Можно попытаться измерить постоянную Хаббла напрямую, примерно так же, как это сделал сам Хаббл сто лет назад. Для этого мы наблюдаем сравнительно близкие галактики и видим, что они удаляются от нас, то есть от нашей галактики. Если при этом нам удаётся определить расстояние до каждой из них, мы можем вычислить постоянную Хаббла. Ведь постоянная Хаббла — это отношение скорости удаления галактики к расстоянию до неё. В принципе, всё довольно просто.

Измерить скорость, с которой галактики удаляются от нас, на самом деле сравнительно легко. Дело в том, что галактики излучают свет. Часть этого света испускается или поглощается при различных атомных переходах. Поэтому в спектре света, который мы наблюдаем, присутствуют определённые спектральные линии, соответствующие конкретным частотам излучения. И если галактика, испускающая этот свет, удаляется от нас, то из‑за эффекта Доплера эти линии смещаются в сторону более низких частот, то есть более длинных волн.

Это тот же самый эффект, который мы замечаем, когда мимо нас проезжает машина скорой помощи. Когда она приближается, звук сирены кажется более высоким, а когда удаляется — более низким. Так вот, мы измеряем эти доплеровские смещения и благодаря этому можем с очень высокой точностью определять скорости удаления галактик.

А вот с расстояниями всё оказывается неожиданно сложно. Почему? Когда мы наблюдаем галактику на небе, она имеет некоторый угловой размер. И если бы мы знали её истинный физический размер, то по видимому угловому размеру могли бы определить расстояние до неё.

Или возьмём другой подход. Мы наблюдаем галактику и можем с очень высокой точностью измерить её видимую яркость. И если бы мы точно знали её собственную светимость, то могли бы вычислить, насколько далеко она находится. Представь, что я дал тебе обычный фонарик с известными характеристиками, и ты светишь им в мою сторону. Я могу определить расстояние до тебя, потому что знаю собственную светимость фонарика и могу измерить, насколько ярким он выглядит с того места, где я нахожусь.

Но галактики не обладают одинаковой светимостью. Поэтому мы не можем определить расстояние до галактики, просто измерив её видимую яркость. Однако существуют объекты, которые называют сверхновыми. Причём нас интересует вполне определённая их разновидность — сверхновые типа Ia. Сверхновая типа Ia — это взрыв белого карлика.

Что здесь происходит? Когда звезда исчерпывает своё ядерное топливо, она может перейти в состояние, при котором остаётся гравитационно связанной системой, но термоядерные реакции внутри неё уже не протекают. При этом звезда удерживается от гравитационного коллапса благодаря квантовому давлению, а именно давлению вырожденного электронного газа.

Но существует предел массы, выше которого гравитационные силы становятся настолько сильными, что давление вырожденных электронов уже не может им противостоять. И если у нас есть белый карлик, входящий в двойную звёздную систему с другой звездой, и он постепенно аккрецирует вещество со своего компаньона, то, как только его масса превышает этот предел, называемый пределом Чандрасекара, происходит взрыв. А поскольку это происходит при вполне определённой массе, мы полагаем, что все такие взрывы должны быть практически одинаковыми. Таким образом, у нас есть веские теоретические основания считать, что все сверхновые типа Ia обладают одинаковой светимостью.

Кроме того, это подтверждается и эмпирическими наблюдениями. Можно исследовать несколько сверхновых в одной галактике и обнаружить, что они имеют одинаковую видимую яркость. Поэтому такие сверхновые мы называем стандартными свечами. Это объекты, собственная светимость которых нам хорошо известна. И если мы измеряем их видимую яркость, то можем определить расстояние до сверхновой, а следовательно, и до галактики, в которой она находится.

Уже около пятнадцати лет существует исследовательский проект под названием SH0ES Collaboration — SH0ES, по буквам S‑H-0-E‑S, где вместо буквы O используется цифра ноль. Есть также другая исследовательская группа — Carnegie‑Chicago Hubble Project, или CCHP. Обе группы занимаются измерением постоянной Хаббла именно таким способом. Они наблюдают сверхновые в далёких галактиках, измеряют видимую яркость этих сверхновых и скорости удаления галактик.

И когда они проводят такие измерения, особенно это касается группы SH0ES, то обнаруживают, что скорость расширения Вселенной примерно на 10% выше значения, которое мы получаем из наблюдений космического микроволнового фонового излучения и обзоров галактик с использованием наших космологических моделей. Это расхождение мы и называем напряжённостью Хаббла.

Когда его впервые обнаружили, было ясно, что между результатами существует некоторое несоответствие, но оставалось непонятным, насколько оно статистически значимо. Кроме того, нельзя было исключить, что проблема связана с неправильным пониманием физики сверхновых, особенностями самих наблюдений или, возможно, с какими‑то ошибками в калибровке расстояний и светимостей.

Но со временем ситуация изменилась. Измерения становились всё точнее, их количество увеличивалось, а интервалы погрешностей сокращались. И многие систематические эффекты, которые вызывали беспокойство ещё десять лет назад, впоследствии удалось исключить как несущественные или, по крайней мере, не способные объяснить наблюдаемое расхождение. Более того, если уж на то пошло, всего несколько лет назад, после запуска космического телескопа «Джеймс Уэбб», проблема напряжённости Хаббла стала ещё более серьёзной.

Я бы сказал, что примерно до трёх лет назад вполне разумно было относиться с некоторым скептицизмом к измерениям яркости сверхновых. И причина заключалась в следующем. Светимости сверхновых калибруются с помощью объектов, которые называются цефеидами. Это переменные звёзды, яркость которых периодически увеличивается и уменьшается на временных масштабах от нескольких недель до нескольких месяцев. Цефеиды тоже могут служить стандартными свечами.

В нашей галактике, Млечном Пути, есть относительно близкие цефеиды, расстояния до которых мы умеем измерять с очень высокой точностью. Кроме того, цефеиды присутствуют и в некоторых близлежащих галактиках, где также наблюдались взрывы сверхновых. Нам известно около сорока таких галактик, в которых мы смогли достаточно хорошо изучить и цефеиды, и сверхновые. Поэтому измерения расстояний по сверхновым калибруются с помощью цефеид. А цефеиды, в свою очередь, служат основой этой калибровки.

Но здесь возникает одна проблема. Когда мы наблюдаем цефеиду в одной из близлежащих галактик с помощью космического телескопа «Хаббл», который долгое время был нашим лучшим инструментом для подобных измерений, мы сталкиваемся с ограничениями его углового разрешения. У «Хаббла» очень хорошее угловое разрешение, но всё‑таки не идеальное.

Во многих случаях, когда мы наблюдали какую‑нибудь цефеиду, свет соседних звёзд частично накладывался на её изображение. И это вполне обоснованно вызывало беспокойство. Действительно ли мы способны достаточно хорошо отделить свет самой цефеиды от света окружающих звёзд, чтобы точно определить её яркость?

Но теперь у нас есть космический телескоп «Джеймс Уэбб», который был запущен, сколько, около трёх лет назад? У телескопа «Джеймс Уэбб» значительно лучшее угловое разрешение, чем у телескопа «Хаббл». Поэтому теперь мы можем вернуться к некоторым из ранее исследованных цефеид и повторить измерения с помощью более совершенного инструмента. И когда мы это делаем, проблема скученности звёзд, то есть наложения их изображений друг на друга, исчезает.

Теперь цефеиды очень хорошо отделяются от соседних звёзд, и мы можем проводить точные измерения. И вот для 16 галактик, содержащих цефеиды, в которых удалось провести такие измерения, из общей выборки примерно 45 галактик, ранее исследованных с помощью телескопа «Хаббл», результаты оказались практически в точности такими же, как и полученные ранее. Таким образом, проблема скученности звёзд больше не вызывает опасений. И именно поэтому сегодня напряжённость Хаббла представляет собой ещё более серьёзную проблему, чем три года назад.

Ранняя тёмная энергия и поиски решения напряжённости Хаббла

Ведущий: Хорошо. Значит, если только мы не упускаем какую‑то колоссальную ошибку, хотя экспериментаторы, очевидно, проделали очень качественную работу, между двумя способами определения скорости расширения Вселенной существует расхождение. С одной стороны, у нас есть относительно прямые локальные измерения скорости расширения, а с другой — значение, которое необходимо принять, чтобы согласовать космологическую модель с данными реликтового излучения и других наблюдений.

Давай пока поговорим об этом в самых общих чертах, не углубляясь в построение конкретных теоретических моделей. Как вообще можно было бы решить эту проблему? Что именно нам нужно изменить? Нужно ли, чтобы расширение Вселенной на поздних этапах её эволюции замедлялось сильнее или, наоборот, ускорялось? Какого эффекта мы добиваемся?

Марк Камионковский: Здесь ключевую роль играют барионные акустические осцилляции, следы которых мы наблюдаем в космическом микроволновом фоновом излучении. Мы уже обсуждали, что в корреляционной функции распределения галактик существует пик на расстоянии около 100 мегапарсек. Но аналогичный характерный масштаб мы обнаруживаем и в реликтовом излучении. При этом мы измеряем не физический размер этой структуры, а её угловой размер.

Вернёмся к примеру с прудом. Представь, что ты наблюдаешь пруд с некоторого расстояния и видишь, как от места падения камешка расходятся круги по воде. Ты не сможешь определить действительный размер этих кругов, если не знаешь, на каком расстоянии от них находишься. То же самое происходит и здесь.

Благодаря измерениям реликтового излучения мы смогли определить угловой размер звукового горизонта, связанного с барионными акустическими осцилляциями, с невероятно высокой точностью — примерно до одной десятитысячной. А угловой размер, по существу, равен физическому размеру, делённому на расстояние до поверхности последнего рассеяния, откуда к нам приходит реликтовое излучение. Предсказанное значение этого углового размера определяется космологической моделью, в число параметров которой входят постоянная Хаббла, плотность тёмной материи и плотность барионного вещества.

Ведущий: А также плотность тёмной энергии?

Марк Камионковский: Да, плотность тёмной энергии. И то, как она эволюционирует со временем, если вообще эволюционирует.

Итак, предлагаемые решения проблемы напряжённости Хаббла можно условно разделить на две категории: решения, связанные с поздними этапами эволюции Вселенной, и решения, связанные с её ранними этапами. В первом случае, то есть в моделях с изменениями на поздних этапах, мы пытаемся изменить предсказываемый угловой размер, меняя расстояние до поверхности последнего рассеяния. Это могло бы произойти, если бы скорость расширения Вселенной в относительно недавнем прошлом каким‑то образом отличалась от предсказаний стандартной космологической модели.

Но такие подходы, как правило, не работают. Дело в том, что мы можем независимо определить постоянную Хаббла, используя барионные акустические осцилляции в распределении галактик. И полученное таким способом значение в целом согласуется с тем, что мы выводим из наблюдений космического микроволнового фонового излучения. Поэтому решения, основанные на изменении поздней истории расширения Вселенной, которые исследователи рассматривали в первую очередь, оказались не слишком успешными.

Но существует и другая возможность — решения, связанные с ранней Вселенной. В этом случае мы пытаемся каким‑то образом изменить физический размер звукового горизонта в ранней Вселенной. И, по сути, чтобы устранить напряжённость Хаббла, нам необходимо уменьшить физический размер этого горизонта.

Одна из идей, которой исследователи уделяли очень много внимания, называется ранней тёмной энергией. Предполагается, что в ранней Вселенной существовало нечто похожее на космологическую постоянную, но с гораздо большей плотностью энергии. Причём эта компонента присутствовала только на ранних этапах эволюции Вселенной, примерно в течение первых пятисот тысяч лет, а затем каким‑то образом исчезла, её энергия рассеялась или преобразовалась в другие формы. Начиная примерно с 2018 года и вплоть до сегодняшнего дня исследователи очень активно изучали подобные модели. И я бы сказал, что поначалу эта идея казалась нам весьма многообещающей.

Ведущий: Кстати, ты ведь сам был одним из этих исследователей?

Марк Камионковский: Да, я был одним из них. [Смех]

В 2021 году одна из исследовательских групп, занимавшихся наблюдениями космического микроволнового фонового излучения, получила очень интересный результат. Речь идёт о коллаборации ACT, Atacama Cosmology Telescope, которая работает с космологическим телескопом Атакама. В конце 2021 года они опубликовали статью, в которой сообщили, что новые наблюдательные данные лучше согласуются с моделью ранней тёмной энергии, чем со стандартной моделью ΛCDM.

Это было невероятно интересно. Мы все очень воодушевились. И этот результат вызвал ещё больший интерес к моделям ранней тёмной энергии. Началась новая, ещё более активная волна разработки теоретических моделей. Но одновременно экспериментаторы стали гораздо тщательнее проверять эти идеи. Это было примерно четыре года назад, точнее, около трёх с половиной лет назад.

И за прошедшие три с половиной года мы получили новые измерения космического микроволнового фонового излучения, новые результаты обзоров галактик, новые данные. Кроме того, уже существующие данные подверглись гораздо более тщательному анализу. И мне кажется, что сейчас маятник начинает качаться обратно: ситуация снова складывается в пользу стандартной модели ΛCDM, а не моделей ранней тёмной энергии.

Ведущий: Значит, получается, что у нас есть два варианта: решения, связанные с поздними этапами эволюции Вселенной, и решения, связанные с её ранними этапами. И ни один из них не работает.

Марк Камионковский: Я бы сказал, что это вполне справедливое описание ситуации. [Смех]

Ведущий: И это сильно отличается от того, что происходило в 1998 году. Давай ещё раз подчеркнём этот момент для слушателей, которые не являются специалистами. Когда в 1998 году две исследовательские группы объявили об открытии ускоренного расширения Вселенной, это тоже выглядело как аномалия. Но практически сразу нашлось теоретическое объяснение этого явления. И все могли сказать: «А, понятно! Значит, мы обнаружили вот эту штуку». А сейчас у нас есть аномалия, но, насколько я понимаю, до сих пор неясно, чем её можно объяснить.

Марк Камионковский: Совершенно верно. Ещё несколько лет назад ранняя тёмная энергия казалась очень правдоподобной идеей. И я бы не стал утверждать, что она окончательно исключена, потому что ранняя тёмная энергия — это не какая‑то одна конкретная модель. Скорее, это целый класс моделей или общая идея, которую можно реализовать в различных теоретических построениях.

Но по мере появления новых наблюдательных данных, которые всё лучше согласуются со стандартной моделью ΛCDM, пространство для построения моделей ранней тёмной энергии постепенно сужается. И становится всё труднее найти конкретную модель, которая действительно работала бы. Так что твоё резюме, пожалуй, верно в первом приближении: простейшие модели, предполагающие изменения на поздних этапах эволюции Вселенной, не работают. И простейшие модели, предполагающие изменения на ранних этапах, тоже не работают.

Почему рост плотности тёмной энергии вызывает вопросы

Но тут есть один интересный момент. Если бы Адам Рисс сейчас был здесь, думаю, он сказал бы, что свидетельства в пользу напряжённости Хаббла сегодня гораздо убедительнее, чем те свидетельства ускоренного расширения Вселенной, которыми мы располагали в конце 1990-х годов. Однако учёные гораздо менее охотно принимают нынешние результаты именно потому, что у нас нет теоретической модели, способной их объяснить.

И что особенно интересно: если бы ситуация была обратной, то есть если бы измерения реликтового излучения давали значение постоянной Хаббла на 10% выше того, которое мы получаем из наблюдений сверхновых, мы бы просто изменили нашу модель тёмной энергии. Мы бы сказали, что тёмная энергия эволюционирует со временем.

Но поскольку постоянная Хаббла, измеренная с помощью сверхновых, оказывается больше значения, полученного из реликтового излучения, то аналогичное решение потребовало бы, чтобы плотность тёмной энергии со временем не уменьшалась, а увеличивалась. И вот здесь возникает проблема. Уменьшение плотности тёмной энергии со временем вполне допустимо, поскольку энергия может переходить в какие‑то другие формы. Но если плотность тёмной энергии увеличивается со временем, это в некотором смысле эквивалентно тому, что энергия просто возникает из вакуума. А физикам такое очень не нравится.

Думаю, ты разбираешься в этом лучше меня. В общей теории относительности подобное поведение нарушает сильное энергетическое условие…

Ведущий: Слабое энергетическое условие.

Марк Камионковский: Точно! Вот видишь?

Ведущий: Да. Кажется, я когда‑то узнал об этом от тебя. Хотя, судя по всему, всё‑таки не от тебя. [Смех] Уже сам начинаю путаться. Но суть твоего замечания совершенно верна. Сама идея о том, что энергия может буквально возникать из ничего, кажется нам чем‑то почти магическим и довольно пугающим.

Марк Камионковский: Да, думаю, дело именно в этом. В общей теории относительности есть слабое энергетическое условие, связанное с недопустимостью подобного возникновения энергии из вакуума. И его нарушение вызывает у нас, физиков, определённый дискомфорт. Хотя, с другой стороны, космологическая постоянная тоже когда‑то вызывала у нас дискомфорт.

Ведущий: Да, но справедливости ради, здесь речь идёт о чём‑то большем, чем просто дискомфорт. Когда мы пытаемся построить теоретическую модель, в которой происходит нечто подобное, с другими её аспектами обычно начинаются катастрофические проблемы. Так что наши опасения основаны не только на эмоциях и смутном ощущении, что здесь что‑то не так. [Смех]

Марк Камионковский: Да.

Напряжённость S₈: исчезающее расхождение?

Ведущий: Хорошо. Я тут вспомнил ещё кое‑что. И я понимаю, что наша беседа уже довольно затянулась, поэтому скажи, если я начинаю злоупотреблять твоим временем. Но прежде чем переходить к вопросу об изменяющейся тёмной энергии, нам стоит обсудить ещё одно расхождение. Речь о так называемой напряжённости , которая беспокоит космологов, но пока ещё не получила широкой известности за пределами научного сообщества. Стоит ли нам из‑за неё переживать?

Марк Камионковский: Да. Напряжённость  — несколько более тонкая проблема, и лично я отношусь к ней с меньшей уверенностью. Более того, вопрос о том, существует ли вообще это расхождение, постоянно обсуждается. Ответ во многом зависит от того, кого ты спросишь и какой набор наблюдательных данных будешь рассматривать. И один из выводов, которые можно сделать из новых результатов, представленных буквально на прошлой неделе коллаборациями DESI и Dark Energy Survey, заключается в том, что по мере поступления новых данных напряжённость , похоже, исчезает.

Суть напряжённости заключается в расхождении между амплитудой флуктуаций плотности материи на сравнительно малых пространственных масштабах, определяемой по обзорам галактик, и той амплитудой, которую предсказывают космологические модели, наилучшим образом согласующиеся с наблюдениями реликтового излучения. И это довольно странное расхождение, потому что его наличие зависит от того, какой именно набор данных мы используем, а в некоторых случаях даже от того, каким способом эти данные анализируем. Некоторые измерения, казалось бы, указывают на существование расхождения, тогда как другие показывают, что никакого противоречия нет.

Кроме того, здесь мы имеем дело с наблюдениями распределения галактик на относительно малых масштабах, где теоретическое описание становится значительно сложнее и наши предсказания уже не столь надёжны. Поэтому многие космологи действительно обеспокоены напряжённостью . Но в научном сообществе гораздо меньше согласия относительно того, существует ли она вообще. И мне кажется, что сейчас эта проблема, возможно, постепенно сходит на нет.

Ведущий: И это ещё одна причина, по которой напряжённость Хаббла пока не получила такого же всеобщего признания, как в своё время открытие ускоренного расширения Вселенной. Ведь когда обнаруживается какое‑то расхождение, хотелось бы, чтобы появлялись и другие аномалии или независимые сигналы, указывающие в том же направлении. Но вместо того чтобы постепенно складываться в единую убедительную картину, мы наблюдаем, как одни аномалии возникают, другие исчезают, результаты постоянно колеблются, и ничего окончательно определённого пока не получается.

Марк Камионковский: Да, это совершенно разумная точка зрения. Думаю, ещё десять лет назад большинство исследователей считали, что по мере накопления данных о реликтовом излучении, совершенствования методов их анализа, а также улучшения нашего понимания сверхновых и способов обработки наблюдений мы в конце концов обнаружим небольшие ошибки в одном или обоих подходах. И окажется, что эти ошибки постепенно накопились и привели к наблюдаемому расхождению. После их исправления результаты должны были бы согласоваться друг с другом. Но этого так и не произошло.

DESI и DES: признаки эволюции тёмной энергии

Ведущий: Пока не произошло, да. Хорошо. Ты уже упоминал два новых результата, полученных проектами, названия которых, к сожалению, очень похожи: DES и DESI. Оба проекта направлены на исследование тёмной энергии, и оба дают основания предполагать, что она не является космологической постоянной. Если это действительно так, то… Я ведь уже публично высказывал сомнения в том, что нечто подобное подтвердится. Но если это окажется правдой, открытие будет невероятно важным.

Марк Камионковский: Согласен. Я тоже настроен скептически. Хотя иногда мне кажется, что собственный скептицизм необходимо немного сдерживать.

Ведущий: [Смех] Да.

Марк Камионковский: Потому что, когда изучаешь историю науки, часто замечаешь одну интересную вещь. Крупнейшие фундаментальные открытия совершают не только те, кто умеет исключительно хорошо проводить измерения и анализировать данные. Их совершают также люди, которые сохраняют открытость к новым идеям и готовы допустить, что неожиданный результат действительно может означать нечто грандиозное.

Ведущий: Мы уже не так молоды, как раньше.

Марк Камионковский: Да. Мне кажется, у большинства из нас выработалась привычка: когда в наблюдательных данных появляется что‑то странное, мы сразу предполагаем, что где‑то допущена ошибка или что мы чего‑то не учли.

Возьмём ту же напряжённость Хаббла. Думаю, многие рассуждают примерно так: исследователи сверхновых явно что‑то упускают. Ведь сверхновые — это сложные физические системы, и, вероятно, они просто неправильно их смоделировали. А со стандартной космологической моделью всё в порядке. Но если всегда придерживаться такой позиции, то никогда ничего нового не откроешь.

Ведущий: Да. Так в чём же заключается новый результат?

Марк Камионковский: Основной новый результат получен коллаборацией DESI. Кроме того, появились согласующиеся с ним данные проекта DES и результаты различных измерений сверхновых. И все они указывают на то, что плотность тёмной энергии, возможно, эволюционирует со временем. Причём, в частности, они указывают на то, что в относительно недавнем прошлом плотность тёмной энергии увеличивалась.

Это довольно сложный результат. Его статистическая значимость пока не слишком высока, хотя она несколько выросла по сравнению с тем, что было год назад. Но данные позволяют предположить следующую картину: на ранних этапах плотность тёмной энергии была меньше, затем со временем она увеличивалась, а сравнительно недавно снова начала уменьшаться.

И это чрезвычайно необычный результат. Я бы сказал, что его необычность проявляется сразу в нескольких отношениях. Прежде всего, если окажется, что плотность тёмной энергии действительно изменяется со временем, это практически гарантированная Нобелевская премия. Ведь именно такие эффекты мы давно и пытаемся обнаружить. Поэтому мы не должны сразу заявлять, что подобный результат не может быть правильным.

Но, как мы только что обсуждали, наилучшее согласование модели с наблюдательными данными предполагает, что плотность тёмной энергии в определённый период увеличивалась со временем. А это, как я только что выяснил, нарушает слабое энергетическое условие. Хотя я и раньше знал, что подобное поведение фактически означает возникновение энергии из вакуума. И я, конечно, должен сохранять открытость к такой возможности. Но с теоретической точки зрения это действительно очень, очень, очень странно.

Ведущий: Ну, у каждого из нас есть свои априорные представления о вероятности разных гипотез, и это нормально. Ни одной возможности мы не приписываем строго нулевую вероятность, но некоторые варианты считаем гораздо более вероятными, чем другие.

Марк Камионковский: Да. Можно сказать и по‑другому: здесь мы имеем дело с открытием, которое выходит далеко за рамки того, что мы обычно ожидаем обнаружить. Само по себе открытие того, что плотность тёмной энергии изменяется со временем, уже было бы сенсацией. Но обнаружить, что она ещё и увеличивается со временем, — это нечто гораздо более удивительное. Поэтому, на мой взгляд, требования к убедительности доказательств здесь должны быть ещё выше, чем в случае простого обнаружения эволюции тёмной энергии.

Как измеряют эволюцию тёмной энергии

Ведущий: А что представляют собой эти эксперименты? Что именно они измеряют?

Марк Камионковский: Главный проект, о котором здесь идёт речь, — это коллаборация DESI. Насколько я помню, название расшифровывается как Dark Energy Spectroscopic Instrument, то есть «Спектроскопический инструмент для исследования тёмной энергии».

Ведущий: Да, именно так. Я специально проверил.

Марк Камионковский: Это действительно впечатляющий проект. Исследователи измеряют красные смещения миллионов галактик и на их основе определяют расстояния до них, охватывая огромный объём Вселенной. Благодаря этим измерениям они могут исследовать характерный сигнал барионных акустических осцилляций при различных красных смещениях, то есть в разных диапазонах расстояний. Иными словами, они могут измерять угловой размер характерного пика в пространственной корреляции галактик на разных расстояниях от нас.

А это позволяет восстановить зависимость скорости расширения Вселенной от красного смещения или, что в данном случае эквивалентно, от космологического времени. Таким образом, они действительно могут проследить, как скорость расширения Вселенной изменялась со временем.

Но здесь есть определённые сложности. Одна из них заключается в том, что исследователи разбивают всю выборку галактик на несколько отдельных интервалов расстояний. И хотя всего у них огромное количество галактик, таких интервалов примерно шесть или семь. Поэтому на каждый интервал приходится уже не всё это огромное количество объектов, а лишь примерно одна шестая или одна седьмая от общего числа.

Есть и другие возможные поводы для беспокойства. Например, сама Вселенная со временем эволюционирует. И вполне возможно, что какие‑то свойства галактик, которые исследователи используют для измерений, тоже изменяются с течением времени.

Если почитать статьи коллаборации DESI, то можно увидеть, что они занимают сотни страниц. Исследователи приложили колоссальные усилия, чтобы проверить все очевидные источники возможных ошибок и систематических эффектов. И пока ни одна из этих проверок не выявила проблемы, которая могла бы объяснить полученный результат. Но когда речь идёт о настолько необычном открытии, необходим ещё более высокий уровень тщательности и критической проверки.

Я бы посмотрел на ситуацию следующим образом… Хотя сначала стоит упомянуть ещё кое‑что. У нас есть также измерения сверхновых, в определённом отношении похожие на те, о которых мы говорили раньше. Но теперь исследователи наблюдают сверхновые на гораздо больших расстояниях. Их интересует уже не столько современная скорость расширения Вселенной, сколько то, как она изменялась со временем. Поэтому эти измерения дополняют результаты DESI. По сути, исследователи пытаются решить ту же задачу, что и коллаборация DESI с помощью барионных акустических осцилляций, но используют несколько иной метод.

А ещё существует проект Dark Energy Survey, или DES. В этом случае расстояния до галактик известны не с такой высокой точностью, зато исследователи располагают огромным количеством наблюдаемых галактик. И их результаты тоже, в общем, согласуются с этой картиной.

Ведущий: Согласуются с результатами DESI, указывающими на то, что тёмная энергия изменяется со временем?

Марк Камионковский: Да. Хотя проект DES не позволяет определить временную эволюцию тёмной энергии с такой же точностью. Но есть и другие наблюдаемые величины, которые измеряют обе коллаборации. И там, где их измерения пересекаются, результаты согласуются друг с другом.

Новые обзоры неба и возможности телескопов

Поэтому я бы сформулировал ситуацию так. DESI продемонстрировал, что подобные обзоры галактик могут быть чрезвычайно мощным инструментом космологических исследований. Этот метод действительно работает. И ещё один важный момент: DESI — далеко не последний проект такого рода. У нас есть обсерватория имени Веры Рубин, которая вот‑вот начнёт собирать научные данные. И там будут проводиться аналогичные исследования, охватывающие…

Ведущий: Это большой наземный телескоп.

Марк Камионковский: Да, наземный телескоп. Кроме того, в прошлом году Европейское космическое агентство запустило космический телескоп «Евклид» (Euclid), который будет проводить масштабный обзор галактик из космоса. А в ближайшее время NASA планирует запустить космический телескоп имени Нэнси Грейс Роман (Roman Space Telescope). Он тоже будет использоваться для масштабного обзора галактик из космоса.

Все эти проекты отчасти пересекаются по своим научным задачам, но при этом дополняют друг друга. Они позволяют проверять разные аспекты наших моделей, подвержены различным видам систематических ошибок, используют разные методы наблюдения одних и тех же популяций галактик, а кроме того, имеют доступ к несколько различающимся выборкам галактик. И буквально две недели назад NASA запустило ещё один проект под названием SPHEREx, который тоже обладает определёнными возможностями для картографирования распределения галактик.

Поэтому я смотрю на ситуацию следующим образом. Мы убедились, что подобные проекты действительно могут работать. И они работают. Точность измерений, которую мы сегодня получаем с их помощью, просто ошеломляет. Ещё десять лет назад о таком уровне точности невозможно было и мечтать.

Но есть ещё один важный момент: результаты DESI появились совсем недавно. И опыт космологических и астрономических исследований показывает, что всякий раз, когда мы строим новый телескоп и начинаем проводить с его помощью наблюдения, мы одновременно изучаем и саму Вселенную, и возможности нашего нового инструмента. [Смех]

Поэтому, думаю, будет чрезвычайно интересно и важно тщательно исследовать сам телескоп, его детекторы и всю систему обработки данных, одновременно подвергая критическому анализу космологические выводы, которые мы делаем на основе наблюдений. И я думаю, что в ходе этой работы мы гораздо лучше поймём, что именно происходит. Даже если в конечном итоге выяснится, что тёмная энергия не изменяется со временем, эта работа всё равно позволит нам значительно усовершенствовать методы подобных измерений в будущем.

Ведущий: Уверен, многие слушатели захотят узнать, зачем нам вообще нужно строить столько разных телескопов. Почему, например, нельзя проводить все эти наблюдения с помощью «Джеймса Уэбба»? Но ведь эти инструменты изначально разрабатывались для разных задач.

Марк Камионковский: Да, совершенно верно. JWST — это совершенно феноменальный инструмент. Мне даже довелось увидеть его собственными глазами в большом сборочном цехе компании Lockheed Martin в декабре 2019 года. Я смотрел на сам телескоп, изучал видеоролики, показывающие, как он должен будет раскрываться и разворачиваться в космосе, и думал: «Да это же ни за что не сработает!» [Смех] Господи, вся эта конструкция выглядела просто безумно. И ведь…

Ведущий: А если что‑то сломается, его невозможно починить. Нельзя просто отправиться туда и отремонтировать его, верно?

Марк Камионковский: Да. И сам факт, что всё это заработало, причём во многих отношениях даже лучше, чем рассчитывали разработчики, — совершенно невероятное достижение. А изображения, которые мы получаем с его помощью, и открытия, которые он позволяет делать, просто потрясают.

Но дело в том, что у телескопа «Джеймс Уэбб» довольно узкое поле зрения. Он исключительно хорошо подходит для подробного изучения относительно небольшого количества объектов, находящихся на огромных расстояниях, или очень тусклых объектов. А вот в космологии нам необходимо составлять карты распределения галактик в как можно большем объёме Вселенной, то есть охватывать наблюдениями максимально большую часть неба. Поэтому для таких задач требуется телескоп совершенно другого типа.

Почему выводы зависят от выбора модели

Ведущий: И вот что ещё мне кажется интересным в результатах DESI. По крайней мере, когда я, довольно поверхностно, просматривал их научные статьи, мне особенно бросилось в глаза, насколько сильно полученные выводы зависят от конкретной модели, которую исследователи собираются проверять. Ведь когда ты объявляешь: «Вот наш результат», очень многое зависит от того, какие предположения ты заложил в модель.

Если ты подгоняешь модель к данным, предполагая, что плотность тёмной энергии постоянна, то получаешь один результат. Если говоришь: «Хорошо, теперь я позволю ей линейно изменяться со временем», то получаешь уже другой результат. А если допускаешь ещё больше различных возможностей, то результат снова меняется.

Так вот, может ли оказаться, что у нас есть разные уровни уверенности в двух утверждениях: что плотность тёмной энергии в прошлом увеличивалась и что тёмная энергия вообще каким‑то образом изменяется со временем? Или эти два вывода неразрывно связаны друг с другом?

Марк Камионковский: Я сам пока пытаюсь в этом разобраться. Да, мы строим теоретические модели, а затем подбираем значения их параметров так, чтобы они наилучшим образом согласовывались с наблюдательными данными.

И вот что мне хотелось бы понять. Если взять результаты DESI и попытаться описать их с помощью стандартной модели ΛCDM, то, насколько я понимаю, эта модель на самом деле довольно хорошо согласуется с данными. И я пока не вполне понимаю, насколько это существенно. Ведь если бы со стандартной моделью ΛCDM было что‑то фундаментально не так, то при попытке подогнать её к данным мы должны были бы получить неудовлетворительный результат. Но, насколько мне известно, модель ΛCDM вполне хорошо описывает наблюдения.

Однако если расширить пространство параметров модели и вместо стандартной ΛCDM рассмотреть модель, в которой плотность тёмной энергии изменяется со временем…

Ведущий: Да.

Марк Камионковский: …то у нас появляется модель с двумя дополнительными параметрами. Первый описывает изменение плотности тёмной энергии со временем, а второй — то, как само это изменение эволюционирует со временем. И оказывается, что такая модель, по‑видимому, согласуется с наблюдательными данными лучше, чем стандартная ΛCDM. Но я пока не до конца разобрался, означает ли это, что сама модель ΛCDM действительно плохо описывает наблюдения.

Ведущий: Понятно.

Марк Камионковский: Кроме того, насколько я понимаю, если попробовать использовать более простую модель, в которой плотность тёмной энергии тоже изменяется со временем, но эта эволюция описывается всего одним дополнительным параметром, без изменения самого темпа эволюции, то результаты также оказываются совместимыми со стандартной моделью ΛCDM.

Результаты DESI, постоянная Хаббла и массы нейтрино

Ведущий: Хорошо. А существует ли какая‑нибудь связь между этими новыми результатами и напряжённостью Хаббла?

Марк Камионковский: Да, это отличный вопрос. Как я уже говорил, мы всегда ищем согласованность между различными наблюдениями. Но в данном случае никакой очевидной связи с напряжённостью Хаббла не прослеживается.

Ведущий: Понятно.

Марк Камионковский: Думаю, было бы гораздо интереснее, если бы такая связь существовала.

Ведущий: Да.

Марк Камионковский: Но оказывается, что если именно таким образом расширить пространство параметров космологической модели, то значения постоянной Хаббла, получаемые из наблюдений, не меняются. Зато изменяется верхний предел массы нейтрино. И это, на мой взгляд, один из самых интересных результатов этих исследований, которому до сих пор уделяют не так уж много внимания.

Ведущий: А что это за результат? Откуда он берётся? Какое отношение ко всему этому имеют нейтрино? Ты ведь до сих пор даже не упоминал о нейтрино!

Марк Камионковский: Да, я действительно ещё ни разу не упомянул нейтрино. И вообще о них почему‑то почти никто не говорит. Итак, в Стандартной модели физики элементарных частиц существуют три типа нейтрино: электронное, мюонное и тау‑нейтрино. Когда Стандартная модель создавалась в начале 1970-х годов, считалось, что нейтрино не обладают массой. И в первоначальной формулировке Стандартной модели они действительно безмассовые. Их масса равна нулю.

Но затем, чуть больше двадцати лет назад, было обнаружено, что нейтрино всё‑таки обладают небольшой, но ненулевой массой. Таким образом, сегодня мы знаем, что массы нейтрино не равны нулю, но не знаем их точных значений. Эти массы чрезвычайно малы. Мы знаем, что они больше нуля, но при этом не превышают определённых верхних пределов. Эти ограничения получены в результате различных экспериментов на ускорителях, других лабораторных исследований и экспериментов по изучению бета‑распада.

Но здесь обнаруживается интересная связь с космологией. Оказывается, стандартная космологическая модель предсказывает, что Вселенная должна быть заполнена нейтрино, подобно тому как она заполнена фотонами и барионным веществом. И если нейтрино обладают массой, то они должны вносить определённый вклад в общую плотность энергии Вселенной и, следовательно, влиять на наши космологические модели.

Причём современные космологические измерения достигли настолько высокой точности, что ненулевые массы нейтрино уже необходимо учитывать при построении моделей. Более того, на основе космологических наблюдений мы теперь можем устанавливать верхние пределы масс нейтрино, которые дополняют результаты лабораторных экспериментов, а в некоторых отношениях даже превосходят их по точности. И одна из особенно интересных особенностей результатов DESI заключается в том, что они повышают чувствительность космологических измерений к ненулевым массам нейтрино по сравнению с тем, что было доступно раньше.

Ведущий: Давай уточним. Мы говорим, что они действительно обнаружили массу нейтрино? То есть если бы мы ещё не знали, что нейтрино обладают массой, могли бы эти результаты доказать её существование?

Марк Камионковский: Нет. Но они позволяют установить очень интересные ограничения. Дело в том, что полученные верхние пределы масс уже начинают позволять различать два возможных сценария массового спектра нейтрино.

У нас есть три массовых состояния нейтрино. И у нас есть веские основания полагать, что массы всех трёх состояний отличны от нуля. Мы знаем, что между двумя массовыми состояниями существует сравнительно небольшое расщепление, а между другой парой — значительно большее. Но мы не знаем точной структуры этого массового спектра и того, как массовые состояния связаны с электронными, мюонными и тау‑нейтрино.

Поэтому остаются две возможности. Либо существуют два более лёгких массовых состояния и одно более тяжёлое, либо два более тяжёлых и одно более лёгкое. И результаты DESI начинают указывать на то, что так называемая обратная иерархия масс нейтрино, то есть вариант с двумя более тяжёлыми состояниями, может быть исключена.

Это чрезвычайно полезный результат. Он практически остался незамеченным в популярных публикациях, посвящённых результатам DESI, но на самом деле представляет собой очень впечатляющее достижение. И он может оказаться исключительно важным для физики элементарных частиц.

Модифицированная гравитация и Большой разрыв

Ведущий: У нас в подкасте есть своего рода традиция: ближе к концу беседы мы позволяем себе немного расслабиться и обсудить более смелые и необычные идеи. Ты уже сказал, что если напрямую подгонять модель к наблюдательным данным, то получается, что плотность тёмной энергии какое‑то время увеличивалась, а затем начала уменьшаться. И сама по себе эта идея уже кажется чрезвычайно необычной. Но существуют ли ещё более экзотические гипотезы, которые могли бы объяснить наблюдения?

Напомню нашим слушателям, что когда‑то давно, когда мы с тобой были помоложе, ты участвовал в написании нескольких научных статей, в которых разрабатывалась идея Большого разрыва (Big Rip) как одного из возможных сценариев будущего Вселенной. В этом сценарии плотность тёмной энергии в будущем начинает совершенно неудержимо возрастать. А мы с моими коллегами тоже написали несколько статей на эту тему.

Для начала поясню, что в качестве технического обозначения такого поведения мы используем условие . Здесь  — параметр уравнения состояния тёмной энергии. Если для тёмной энергии выполняется условие , то её плотность увеличивается со временем.

Так вот, сначала я написал статью под названием «Может ли быть меньше минус единицы?». И мы пришли к выводу, что, скорее всего, нет. Но затем мы написали следующую статью, в которой поставили другой вопрос: «Может ли нам лишь казаться, что , если на самом деле сила гравитационного взаимодействия изменяется на космологических временных масштабах?» И мы пришли к выводу, что, возможно, такое объяснение допустимо, хотя теоретически оно выглядит не слишком привлекательно. Так вот, исследуют ли сегодня учёные подобные идеи? Например, возможность того, что сила гравитации изменяется со временем?

Марк Камионковский: Не знаю, в том смысле, что мне не попадалось много работ на эту тему. В литературе, посвящённой тёмной энергии, сначала появились наиболее простые модели динамической тёмной энергии, которые мы называли… Кажется, именно ты предложил термин «квинтэссенция»?

Ведущий: Нет, это называлось…

Марк Камионковский: Ну, во всяком случае, ты занимался квинтэссенцией и всей этой тематикой…

Ведущий: Да, я действительно приложил руку к популяризации этого термина.

Марк Камионковский: Так вот, сначала были эти модели квинтэссенции. Затем появилась целая волна альтернативных моделей гравитации, призванных объяснить природу тёмной энергии. Но я пока не видел большого количества работ, в которых подобные модифицированные теории гравитации рассматривались бы в связи с новыми результатами DESI. Хотя я не знаю, действительно ли таких работ нет или я просто их не заметил.

Ведущий: Ну, у исследователей пока было не так уж много времени. Нам всё‑таки хочется верить, что на написание хорошей научной статьи уходит больше недели. [Смех]

Марк Камионковский: Но ведь первые результаты DESI появились ещё в прошлом году.

Ведущий: Это правда.

Осциллирующая тёмная энергия и будущее Вселенной

Марк Камионковский: Так что не знаю. А вот одна из самых необычных идей, о которых мне самому нравится размышлять, — это осциллирующая тёмная энергия. Суть здесь вот в чём. Мы знаем, что сегодня во Вселенной присутствует космологическая постоянная.

Кроме того, у нас есть очень веские основания полагать, что на самых ранних этапах эволюции Вселенной существовал период, который мы называем инфляцией. Инфляционное расширение было обусловлено чем‑то вроде космологической постоянной с огромной плотностью энергии, которая впоследствии уменьшилась и практически исчезла. Модели ранней тёмной энергии также предполагают, что примерно через полмиллиона лет после Большого взрыва существовал период, когда в динамике Вселенной доминировала компонента, похожая на космологическую постоянную, которая затем исчезла.

И вот на протяжении многих лет исследователи рассматривали возможность того, что в истории Вселенной через определённые интервалы на логарифмической шкале времени по какой‑то причине снова и снова появляется нечто вроде космологической постоянной. Она существует какое‑то время, а затем опять исчезает.

Ведущий: То есть своеобразный каскад различных тёмных энергий, которые появляются в разные эпохи?

Марк Камионковский: Да, именно так. Были, например, статьи, в которых рассматривалась, по существу, одна модель квинтэссенции, но с интересной особенностью. Вместо того чтобы скатываться по гладкому склону своего потенциала, скалярное поле двигалось по неровному склону с многочисленными выступами и впадинами. И благодаря этому возникало именно такое поведение.

Кроме того, существовала идея под названием струнная аксионная вселенная (String Axiverse), которая была довольно популярна примерно пятнадцать лет назад. Основная идея заключается в следующем. В теории струн, помимо фундаментальных полей, соответствующих электронам, мюонам, кваркам и фотонам, могут существовать многие другие фундаментальные поля. И таких полей могут быть сотни. Их называют аксионными полями.

И вполне возможно, что в подобных сценариях различные аксионные поля начинают играть существенную роль в динамике Вселенной в разные периоды её истории, причём в некотором смысле случайным образом. Вот об этой возможности мне и нравится размышлять. И она в определённой степени согласуется с новыми результатами DESI, поскольку подобные сценарии предполагают, что во Вселенной могут возникать периоды доминирования некоторой компоненты, похожей на космологическую постоянную, которая затем постепенно исчезает.

В таких сценариях то, что мы сегодня считаем космологической постоянной, тоже в конечном итоге должно исчезнуть. Это может произойти в относительно близком космологическом будущем, через несколько миллиардов лет. И тогда Вселенная снова продолжит эволюционировать так, словно никакой космологической постоянной вообще не существует.

И вот если посмотреть на результаты DESI, то, как я уже говорил, они указывают на то, что плотность тёмной энергии сначала увеличивалась, а теперь уменьшается со временем. Так что в некотором отношении это вполне согласуется с подобным сценарием. Единственное, что в него не вписывается, — это первоначальное увеличение плотности тёмной энергии. Мы пока не можем воспроизвести такое поведение в рамках этих моделей, и убедительного объяснения ему ещё не найдено.

Ведущий: Но здесь есть один важный момент, о котором обязательно стоит упомянуть. Специалистам по теории струн никогда особенно не нравилась идея положительной космологической постоянной. Её очень трудно естественным образом реализовать в рамках теории струн. А вот с нулевой или отрицательной космологической постоянной они вполне могли бы примириться.

И если тёмная энергия действительно эволюционирует со временем, причём её плотность сейчас уменьшается, то подобные сценарии снова становятся актуальными. В будущем нас вполне может ожидать Большое сжатие (Big Crunch). В конечном итоге плотность энергии вакуума может даже стать отрицательной.

Марк Камионковский: Да, такой вариант определённо нельзя исключать. Хотя, насколько я понимаю, подобные модели всё‑таки не допускают того первоначального увеличения плотности тёмной энергии.

Ведущий: Ну, этого вообще не допускает ни один здравомыслящий человек. И именно поэтому у нас есть веские основания особенно тщательно проверить этот результат.

Марк Камионковский: Да.

Космическое двойное лучепреломление и поляризация реликтового излучения

Ведущий: И напоследок я дам тебе возможность подробно рассказать о двойном лучепреломлении. Потому что в последнее время появились некоторые намёки на то, что с поляризацией реликтового излучения, возможно, происходит что‑то необычное. Это последняя космологическая аномалия, которую я сегодня предложу тебе обсудить.

Марк Камионковский: Хорошо. Итак, о космическом двойном лучепреломлении (cosmic birefringence) я впервые узнал из статьи Шона Кэрролла и его соавторов, опубликованной в 1998 году. Я правильно помню?

Ведущий: Да, кажется, так.

Марк Камионковский: Твои слушатели должны знать, что в конце 1990-х годов ты написал замечательную статью. В ней ты указал на то, что могут существовать физические модели, в которых свет с правой круговой поляризацией распространяется с немного другой скоростью, чем свет с левой круговой поляризацией. И если это действительно так, то у линейно поляризованной световой волны плоскость поляризации будет постепенно поворачиваться по мере её распространения. Именно это явление и называют космическим двойным лучепреломлением.

А я спустя несколько лет, или, возможно, уже на следующий год, написал статью, в которой показал, как можно проверить подобный сценарий с помощью наблюдений космического микроволнового фонового излучения. Ведь когда мы наблюдаем реликтовое излучение, мы имеем дело со светом, который распространялся через Вселенную почти 14 миллиардов лет. И если существует какой‑то чрезвычайно слабый эффект, то за столь огромное время его влияние на реликтовое излучение могло накопиться гораздо сильнее, чем в случае любого другого доступного нам источника света.

С тех пор исследователи пытаются провести соответствующие измерения с помощью экспериментов по изучению космического микроволнового фона. И в наблюдательных данных действительно появились некоторые признаки того, что плоскость линейной поляризации реликтового излучения за 14 миллиардов лет поворачивается примерно на 0,3 градуса. На мой взгляд, это чрезвычайно интересный и многообещающий результат.

Однако обнаружить такой эффект в наблюдательных данных невероятно трудно. И главная причина заключается в сложности калибровки измерений линейной поляризации.

Дело в том, что относительные различия между направлениями линейной поляризации мы умеем измерять очень точно. Например, если я покажу тебе два расположенных рядом световых луча и попрошу определить, насколько отличаются направления их линейной поляризации, ты сможешь измерить эту разницу с очень высокой точностью. Но определить абсолютное направление линейной поляризации гораздо сложнее.

Ведущий: И это опять же связано с тем, что телескопы — довольно сложные устройства.

Марк Камионковский: Да, именно потому, что телескопы устроены сложно. Хотя дело не только в этом. Просто… Даже не знаю, как лучше объяснить. Зачастую гораздо проще измерить расстояние между двумя близко расположенными точками, чем между двумя точками, находящимися очень далеко друг от друга.

Ведущий: Хорошо, вполне разумное объяснение.

Марк Камионковский: Вот и с поляризацией ситуация аналогичная.

Ведущий: Но ты обратил внимание, что ACT, космологический телескоп Атакама, тоже обнаружил слабые признаки двойного лучепреломления?

Марк Камионковский: Нет, этого я пока не заметил.

Ведущий: Ведь результат, о котором ты говоришь, был получен космическим телескопом «Планк». У него были замечательные данные наблюдений всего неба, но статистическая значимость этого результата оказалась довольно невысокой. И, как ты уже сказал, подобные измерения чрезвычайно сложны, поэтому особого ажиотажа они не вызвали.

Но космологический телескоп Атакама, который, в отличие от «Планка», находится на Земле, недавно опубликовал новый набор данных. И исследователи заявили, что все наблюдения прекрасно согласуются со стандартной моделью ΛCDM, но при этом обнаруживаются признаки двойного лучепреломления со статистической значимостью чуть больше двух сигм.

Марк Камионковский: Я пока не успел изучить эти результаты, потому что, готовясь к нашему подкасту, очень внимательно разбирал статьи DESI. Поэтому до подробного изучения этих работ у меня ещё просто не дошли руки.

Ведущий: Ну да, понимаю.

Марк Камионковский: Но это интересно.

Ведущий: Да, действительно интересно.

Марк Камионковский: Надо будет обязательно посмотреть.

Что космология может узнать за двадцать лет

Ведущий: Ну а теперь мне хотелось бы узнать, что ты обо всём этом думаешь. На этом мы будем заканчивать, так что давай подведём итог. Представь, что прошло двадцать лет. Как ты думаешь, к каким выводам мы, скорее всего, к тому времени придём?

Марк Камионковский: Скорее всего… Думаю, через двадцать лет мы будем знать гораздо больше и сможем с гораздо большей уверенностью сказать, существует ли напряжённость Хаббла на самом деле. Кроме того, я предполагаю, что за это время в теории элементарных частиц и теоретической физике появятся новые идеи, благодаря которым концепция фантомной энергии станет для нас гораздо более приемлемой.

Ведущий: Под фантомной энергией ты имеешь в виду тёмную энергию, плотность которой увеличивается со временем.

Марк Камионковский: Да, именно. Энергию, плотность которой возрастает со временем. Думаю, новые теоретические идеи помогут нам гораздо легче принять такую возможность. И ещё я предполагаю, что мы действительно обнаружим эволюцию тёмной энергии.

Ведущий: Хорошо. Отлично.

Марк Камионковский: Смелое предсказание!

Ведущий: Я специально выбрал срок в двадцать лет, потому что к тому времени мы оба, возможно, ещё будем живы. [Смех]

Марк Камионковский: Да.

Ведущий: А вот на пятьдесят лет вперёд можно без особого риска делать какие угодно безумные предсказания.

Марк Камионковский: Ну, мы не только сами ещё будем живы, но и этот подкаст никуда не исчезнет. Ты сможешь включить его и сказать: «Вот, посмотрите!»

Ведущий: А вот это уже гораздо менее вероятно. Если так случится, подкаст, наверное, придётся каким‑то образом возродить. [Смех]

Ладно. Что ж, пищи для размышлений у нас предостаточно. И в каком‑то смысле это даже хорошо. Ведь какое‑то время вполне можно было поверить, что космологи уже во всём разобрались. Что у нас есть теория, которая даже слишком хорошо согласуется с наблюдательными данными. Но теперь мы вернулись к более привычной для науки ситуации: появились аномалии, и нам приходится ломать голову над тем, как их объяснить. И это приятно.

Марк Камионковский: Да, совершенно верно. Хотя, знаешь, есть в этом и кое‑что разочаровывающее. Как ты знаешь, я потратил очень много времени на исследования ранней тёмной энергии. И потом постоянно выступал с докладами. Меня всё время приглашали рассказать об этой теме.

А в конце выступления люди неизменно спрашивали: «Ну так что же это такое? Неужели действительно ранняя тёмная энергия?» И я отвечал: «В ближайшие несколько лет будут проведены новые измерения. И если причина действительно в ранней тёмной энергии, мы это выясним». Но вот прошло время, и что теперь происходит? [Смех] Я даже не знаю, что сказать. Понятия не имею, что происходит.

Ведущий: Зато для молодых исследователей это отличная новость. По‑прежнему есть место для по‑настоящему хорошей идеи.

Марк Камионковский: Да.

Ведущий: Что ж, тогда за работу! Ну а на этом будем заканчивать. Марк Камионковский, огромное спасибо, что пришёл на подкаст Mindscape.

Марк Камионковский: Большое спасибо за приглашение. Для меня было огромной честью и настоящим удовольствием принять участие в этой беседе.