Люди прошли долгий путь в своем стремлении понять Вселенную и различные структуры, которые она содержит, включая скопления галактик, звездные системы и многое другое. Мы создали теории для объяснения различных явлений и разработали умные эксперименты для их проверки.
Конечно, многие явления были открыты и поняты, но многое еще предстоит найти.
В этой статье мы исследуем один из них: скорость расширения Вселенной.
Чтобы выяснить, насколько быстро расширяется Вселенная, нам нужна комбинация как теоретических предпосылок, так и экспериментальных подходов, в основном с использованием наблюдений.
С теоретической точки зрения нам нужна модель Вселенной, которая может описывать конкретные аспекты, такие как ее общая форма и кривизна, ее состав и т. д. Используя данные, полученные в результате наблюдений, наряду с некоторыми математическими расчетами, мы можем определить скорость расширения.
Это имитационное изображение того, как может выглядеть Вселенная в самых больших масштабах длины. Его удачно назвали Космической паутиной. (Фото предоставлено: Викисклад
Лямбда-CDM-модель Вселенной
В настоящее время наиболее принятой моделью Вселенной является модель Lambda-CDM, также называемая Стандартной космологической моделью. CDM означает «холодная темная материя» , а «лямбда» — греческая буква, обозначающая темную энергию. Это аналитическая модель, которая может описывать несколько наблюдаемых явлений во Вселенной.
Модель использует шесть параметров, а также несколько допущений для описания Вселенной. Некоторые необходимые допущения заключаются в том, что Вселенная в основном везде одинакова и что общая теория относительности может достаточно объяснить гравитацию. Также предполагается, что Вселенная состоит из следующих составных частей:
- Темная энергия, ответственная за ускоренное расширение Вселенной,
- Темная материя, теоретическая форма материи, которая взаимодействует только гравитационно,
- Обычная обычная материя, из которой состоят звезды, планеты, галактики и т. д.,
- Космический микроволновый фон (CMB),
- Нейтрино
Стандартная модель космологии основана на общей теории относительности Альберта Эйнштейна. В этой структуре величина, называемая параметром Хаббла, представляет, насколько быстро расширяется Вселенная.
Эта круговая диаграмма дает приблизительный процент состава Вселенной. Реликтовое излучение и нейтрино занимают лишь очень небольшой процент и обычно не упоминаются. (Фото: -petrroudny43/Shutterstock)
Значение параметра Хаббла менялось на протяжении всей истории Вселенной и будет меняться в будущем. Текущее значение параметра Хаббла называется постоянной Хаббла. Измерение постоянной Хаббла говорит нам, насколько быстро Вселенная расширяется в нынешнюю эпоху.
В современной астрономии существует два способа измерения значения постоянной Хаббла. Один метод находит расстояния до далеких объектов, а затем определяет их красное смещение. С графиком зависимости красного смещения от расстояния мы можем получить значение постоянной Хаббла. Второй метод использует наблюдения и измерения космического микроволнового фона. Давайте рассмотрим обе эти техники.
Измерение расстояния-красного смещения
Основным компонентом первого метода является измерение расстояний, особенно расстояний до далеких галактик. Как мы знаем, космическое пространство простирается далеко и широко, поэтому, чтобы иметь возможность измерить расстояние до этих удаленных объектов, астрономы используют различные методы, такие как методы параллакса и переменные цефеиды, чтобы точно измерить их.
Обычно используемый метод во многом зависит от удаленности объектов. Мы используем такие методы, как параллакс, для определения расстояния до ближайших звезд, но для определения значения постоянной Хаббла нам нужны расстояния до далеких галактик. Для измерения таких расстояний астрономы используют переменные цефеиды и сверхновые типа 1А.
Астрономы рассматривают переменные цефеиды и сверхновую типа 1A как «стандартные свечи», потому что мы точно знаем их абсолютную величину, т. е. общее количество света, излучаемого этими объектами. Обычно определить абсолютную яркость таких объектов, как звезды, очень сложно, но есть исключительные объекты, абсолютная величина которых известна. Они известны как стандартные свечи.
Это изображение переменной цефеиды RS Puppis, полученное с помощью космического телескопа Хаббл. Она периодически меняет свою яркость и используется для измерения расстояний до ближайших галактик. (Фото предоставлено: – Flickr)
Мы используем стандартные свечи, чтобы найти расстояния. Чем дальше от нас находится объект, тем тусклее он кажется — принцип, используемый при измерении расстояний. Используя стандартную свечу, абсолютная величина которой известна, мы можем определить, насколько далеко находится объект, определяя, насколько ярким он выглядит на Земле.
Переменные цефеиды относятся к звездам, яркость которых меняется через определенные промежутки времени. Обнаружив эти объекты в ближайших галактиках, мы можем использовать описанный выше принцип для измерения расстояния до этой галактики. Важно отметить, что это работает только для близких галактик, так как в далеких галактиках трудно различить отдельные звезды. В таких случаях астрономы измеряют расстояния, используя сверхновые типа 1А.
Теперь, когда удаленная часть пройдена, следующая часть — красное смещение. Красное смещение вызвано эффектом Доплера, при котором свет от удаленных объектов смещается в сторону более низких длин волн. Это происходит потому, что эти объекты удаляются друг от друга из-за расширения Вселенной.
Учитывая это расширение, объекты удаляются с определенной скоростью. Красное смещение, которое мы наблюдаем на Земле, по сути является мерой этой скорости; чем выше скорость, тем больше красное смещение.
Иллюстрация того, как работает красное смещение. По мере расширения пространства между объектами волны излучения также растягиваются и становятся меньшей длины волны. (Фото: VectorMine/Shutterstock)
Измерив эти две величины (красное смещение, z, и расстояние, D), можно было бы измерить постоянную Хабла H 0 , составив уравнение.
Ученые рассчитали последнее значение постоянной Хаббла с помощью этого метода в 2022 году. Полученное значение составило 73,30 км/(с Мпк). Ранее полученные значения этим методом давали значения, близкие к этому.
Измерение космического микроволнового фона
Второй метод, используемый для измерения постоянной Хаббла, основан на космическом микроволновом фоне. Космический микроволновый фон (или реликтовое излучение) является остатком первого «свободного» излучения, возникшего во Вселенной. Он известен как «свободный», потому что до создания реликтового излучения во Вселенной были очень высокие температуры. Эти высокие температуры заставляли свет (или фотоны) многократно рассеиваться высокоэнергетическими электронами, протонами и другими частицами. В результате фотоны будут бешено прыгать, делая всю вселенную непрозрачной.
Однако со временем расширение Вселенной также привело к ее охлаждению, что позволило электронам и протонам объединиться и сформировать атомы. С формированием атомов фотоны больше не рассеивались и могли беспрепятственно перемещаться. Первым набором фотонов, которые могли это сделать, стало реликтовое излучение, которое мы видим.
Модель спутника Planck, который использовался для наблюдения космического микроволнового фона. (Фото: Майк Пил/Wikimedia Commons).
Спутник Planck — это космический аппарат, который зафиксировал последнее наблюдение реликтового излучения. Одной из его основных задач было обнаружение разницы температур в реликтовом излучении. Это дало бы нам некоторое представление о том, как Вселенная появилась примерно через 300 000 лет после ее образования, когда свет впервые начал свободно путешествовать.
Астрофизики использовали эти вариации (в науке называемые анизотропиями) для изучения последующей эволюции Вселенной. Сравнивая это с тем, как в настоящее время выглядит Вселенная и ее крупномасштабные структуры, мы можем найти такие свойства, как скорость расширения и температура. Хотя это довольно косвенный метод, он обеспечивает еще один способ измерения постоянной Хаббла.
В 2018 году ученые опубликовали последний набор результатов с использованием данных Планка. При этом астрономы получили значение 67,27 км/(с Мпк). Предыдущие измерения со спутника Planck дали аналогичные значения. Это значение отличается от значения, полученного с использованием сверхновых типа 1А и переменных цефеид (73,30 км/(с Мпк)), даже после учета инструментальных и других случайных ошибок.
Это измерение космического микроволнового фона, полученное с помощью спутника Planck. Синие области представляют области с более низкой температурой, а красные — области с более высокой температурой. (Фото предоставлено: – Flickr).
Космологический кризис
Это несоответствие в значении постоянной Хаббла было названо «космологическим кризисом» или «напряжением Хаббла». Это несоответствие в значении постоянной Хаббла достаточно велико, чтобы мы знали, что что-то либо отсутствует, либо серьезно ошибочно.
Отсутствующий аспект может быть неоткрытым элементом физики, связанным с тем, как развивалась структура Вселенной. Это может показаться захватывающей перспективой, но, к сожалению, нет данных для анализа, которые помогли бы нам раскрыть «новую» физику. С новыми технологиями и инструментами, такими как космический телескоп Джеймса Уэбба, и когда LIGO снова заработает в конце 2023 года, мы сможем получить необходимые данные.
Другая возможность состоит в том, что что-то может быть неправильным в наших расчетах или концепциях этого вопроса. В любом случае, важно найти, где ошибка. Один из способов решить эту проблему — разработать новые методы нахождения постоянной Хаббла. В другом измерении расстояния использовался метод под названием «Конец ветви красных гигантов» (или TRGB), который дал постоянное значение Хаббла в диапазоне 69–71 км/(с Мпк). Забавно, что это значение находится между значениями, полученными при использовании сверхновой цефеиды/типа 1A и реликтового излучения.
Это изображение одного из рукавов, входящих в состав LIGO. LIGO поможет нам лучше понять Вселенную и узнать больше о любой неоткрытой физике. (Фото: Умптанум/Викисклад).
Заключительное слово
Постоянная Хаббла, вероятно, является одним из самых фундаментальных параметров Вселенной. Помимо количественной оценки скорости расширения, он также сообщает нам возраст Вселенной и фигурирует в уравнениях Фридмана. В некотором смысле постоянная Хаббла является одним из ключей к пониманию того, как Вселенная меняется с течением времени.
В некотором смысле наличие таких проблем, как космологический кризис, — это то, что продвигает вперед научные исследования. В конце концов, люди делают новаторские открытия, когда есть проблема или ситуация, которую нужно решить. Космологический кризис — последний в длинной череде вопросов и препятствий, с которыми неизбежно сталкиваются ученые. Как упоминалось ранее, есть либо новые, неизведанные физические явления для изучения, либо где-то допущена ошибка, которую необходимо выявить и исправить. Установление истины в таких горячо обсуждаемых академических «кризисах» полирует наши научные знания и продвигает вперед наши научные достижения!
