Давний спор о том, как быстро расширяется наша вселенная, стал еще более укоренившимся. Новые и более точные измерения звезд в Большом Магеллановом Облаке, спутниковой галактике Млечного Пути, только усилили различия между двумя независимыми методами расчета скорости расширения.
Этот тупик может вскоре заставить космологов пересмотреть «стандартную модель» космологии, которая говорит нам о составе вселенной (излучение, нормальное вещество, темная материя и темная энергия) и как она развивалась с течением времени.
Вот уже около пяти лет два проекта расходятся по значению с постоянной Хаббла (H0), скоростью, с которой расширяется Вселенная. Один из них основан на изучении космического микроволнового фона (реликтового излучения), реликтового послесвечения от горячей плотной плазмы, которая заполонила Вселенную вскоре после Большого взрыва. Другой проект использует попурри из более «локальных» измерений, которые составляют так называемую космическую лестницу расстояния.
Переменная звезда цефеиды Р. С. Пуппис, вид с космического телескопа Хаббла. Такие звезды являются важными ступеньками на «космической лестнице расстояний», методе измерения огромных межгалактических расстояний и скорости расширения Вселенной. Предоставлено: НАСА, ЕКА и Команда Наследия Хаббла. Обработка Стивеном Бирном
Примечание: Постоя́нная Ха́ббла (конста́нта Ха́ббла) — коэффициент, входящий в законХаббла, который связывает расстояние до внегалактического объекта (галактики, квазара) со скоростью его удаления. Обычно обозначается буквой H или H0. Имеет размерность, обратную времени (H ≈ 2,2⋅10−18 с−1), но выражается обычно в км/с на мегапарсек.
Взбираясь на дальний трап
Одна из первых ступеней лестницы состоит из астрономических измерений пульсирующих звезд, называемых цефеидами, либо в Млечном Пути, либо в соседних Магеллановых Облаках. Эти звезды демонстрируют корреляцию между их периодическими пульсациями и их светимостью, что делает их отличными «стандартными свечами» для измерения межгалактических расстояний.
Последующие ступени полагаются на другие, более светящиеся, стандартные свечи. Вместе эти разрозненные наборы данных составляют лестницу космического расстояния, и незначительные ошибки могут накапливаться для искажения измерений.
На прошлой неделе Гжегож Петржиски из Астрономического центра им. Николая Коперника Польской академии наук в Варшаве и его коллеги сообщили о наиболее точной оценке расстояния до Большого Магелланова Облака (ЛМК) из когда-либо сделанных.
Они использовали 20 звездных систем, называемых раздельными затменными двоичными файлами, чтобы рассчитать расстояние до LMC, и обнаружили, что оно составляет 49,59 килопарсек (один килопарсек равен 3261,56 световых лет, что делает LMC чуть менее 162000 световых лет).
Нобелевский лауреат Адам Рисс из Университета Джона Хопкинса, лидер сверхновых, H0, для проекта «Уравнение состояния темной энергии» (SH0ES) ожидали этих результатов. «В ожидании этого мы наблюдали цефеиды в Большом Магеллановом облаке непосредственно с помощью космического телескопа Хаббла», — говорит Рисс. Для этих измерений они полагались на новую технику гироскопического контроля, чтобы направлять и направлять телескоп гораздо эффективнее, чем раньше. Этот подход, в сочетании с точными оценками Петжиски расстояния до LMC, помог команде SH0ES уточнить калибровку соотношения периодичность-светимость цефеид.
Рисс и его команда поднялись на следующую ступень космической лестницы. Ранее они использовали телескоп Хаббла для изучения близлежащих галактик, в которых находятся как звезды цефеиды, так и некоторые типы сверхновых.
Исследователи использовали новые данные Cepheid, чтобы получить лучшую калибровку сверхновых и использовали это, чтобы оценить расстояния до более отдаленных галактик, которые только приняли сверхновые. Команда также использовала другие наблюдения локальной вселенной, сосредоточив внимание на маяковых излучениях вокруг сверхмассивной черной дыры в галактике NGC 4258, а также дополнительные прецизионные измерения цефеид в Млечном Пути — для дальнейшей уточнения оценок расстояний цефеид и сверхновых в широких межгалактических диапазонах и для оценки H0.
После объединения этих измерений значение SH0ES для H0 составляет 74,03 ± 1,42 километра в секунду на мегапарсек.
«Это, безусловно, впечатляет, как много разных способов получить очень похожий результат, предполагая, что отказ в одной точке становится маловероятным», — говорит Энтони Льюис, космолог из Университета Сассекса в Англии, который не является частью SH0ES.
ФОНОВЫЕ РАЗНИЦЫ
Этот последний результат SH0ES — первый случай, когда один и тот же телескоп — Хаббл — использовался для изучения как переменных Цефеиды в Большом Магеллановом Облаке, так и Цефеид в галактиках сверхновых звезд-хозяев. Ранее,
различные телескопы использовались для изучения цефеид в LMC и в хозяевах сверхновых — и систематические различия между телескопами привели к большей неопределенности в оценках расстояний. «Теперь мы сделали этот шаг, и общая неопределенность константы Хаббла достигла 1,9 процента», — говорит Рисс.
Это ниже предыдущей неопределенности в 2,4 процента.
Таким образом, измерение H0 остается в противоречии с другой оценкой — но теперь со значением, которое в 4,4 раза больше, чем неопределенности. Эта независимая противоречивая оценка получена из спутника Планка Европейского космического агентства, который изучал CMB в период с 2009 по 2013 год.
Испущенный примерно через 380 000 лет после Большого взрыва, во время так называемой эры рекомбинации, CMB обычно используется космологами для расчета размера вселенной, возраста, состава, эволюции и многого другого.
Для измерений Планка H0 спутник выполнил прецизионные измерения крошечных изменений температуры фотонов CMB по небу, определяя угловой размер так называемых горячих точек, которые с помощью цепочки предположений не менее сложны, чем для космическая лестница, коррелирует с темпом расширения ранней вселенной. Затем члены команды Планка использовали эти измерения для расчета оценки H0 около 67,4.
ПЕРЕХОДИМ К НОВОЙ КОСМОЛОГИИ?
Синь-Ю Чен (Hsin-Yu Chen), сотрудница Гарвардского университета и участница совместной работы лазерного интерферометра с гравитационно-волновой обсерваторией (LIGO), впечатлена новыми результатами SH0ES.
Чен и ее коллеги работали над вычислением H0, используя данные слияния бинарных нейтронных звезд, которые могут одновременно наблюдаться LIGO и другими телескопами. С одним таким обнаружением, сделанным в августе 2017 года, команда LIGO оценивает H0 в около 70 %, но неопределенности этой оценки достаточно велики, чтобы учесть результаты как Планка, так и SH0ES.
Эта ситуация может скоро измениться. Чен говорит, что через пять лет LIGO должно увидеть около 50 таких событий, что достаточно для получения оценки H0 с точностью до 2 процентов. «Это совершенно независимый метод. Это не связано ни с SH0ES, ни с Планком,
Чен говорит. «Будет очень интересно посмотреть, что мы получим из этого измерения».
Если числа LIGO в итоге поддержат SH0ES, то предположения, которые входят в оценки Планка H0, должны быть подвергнуты сомнению.
Льюис, участник совместной работы Планка, считает, что есть две причины, по которым оценка Планка может измениться и приблизиться к SH0ES: либо физика ранней вселенной была другой, каким-то образом изменяя прогнозы для углового размера горячих точек CMB, или более поздняя эволюция вселенной не совсем такая, как предсказывает стандартная модель космологии.
Любой сценарий потребует значительных изменений стандартной модели, но, по словам Льюиса, настройки недавней эволюции Вселенной будет трудно согласовать с известными масштабной структурой.
Рисс также считает, что несоответствие указывает на стандартную модель космологов. «В какой-то момент вы должны начать говорить, что во вселенной есть еще одна морщина, в космологической модели — в составе вселенной или в некоторой особенности темной материи или темной энергии.
