Наше понимание Вселенной основано на темной энергии
Наше понимание Вселенной основано на космологической модели, известной как LCDM. CDM означает холодную темную материю, где большая часть материи во Вселенной — это не звезды и планеты, а странная форма материи, темная и почти невидимая L, или лямбда, представляет темную энергию. Это символ, используемый в уравнениях общей теории относительности для описания параметра Хаббла или скорости космического расширения. Хотя модель LCDM невероятно хорошо соответствует нашим наблюдениям, она не идеальна. И чем больше данных мы собираем о ранней Вселенной, тем менее совершенной она кажется. Основная трудность заключается в том, что все чаще наши различные измерения параметра Хаббла не совпадают. Например, если мы воспользуемся флуктуациями космического микроволнового фона для расчета параметра, мы получим значение около 68 км/с на мегапарсек. Если мы посмотрим на далекую сверхновую, чтобы измерить ее, мы получим значение около 73 км/с на мегапарсек. В прошлом неопределенность этих значений была достаточно велика, чтобы они пересекались, но теперь мы измерили их с такой точностью, что они действительно расходятся. Это известно как проблема напряжения Хаббла, и на данный момент это одна из глубочайших загадок космологии.
Большая часть усилий по разгадке этой тайны была сосредоточена на лучшем понимании природы темной энергии. В ранней модели Эйнштейна космическое расширение является неотъемлемой частью структуры пространства и времени, космологической константой, которая расширяет Вселенную с постоянной скоростью. Но, возможно, темная энергия — это экзотическое скалярное поле, которое допускает переменную скорость расширения или даже расширение, которое слегка меняется в зависимости от того, в каком направлении вы смотрите. Возможно, скорость была больше в период ранних галактик, затем замедлилась, отсюда и разные наблюдения. Мы так мало знаем о темной энергии, что существует множество теоретических возможностей. Возможно, настройка темной энергии решит проблему Хаббла, но Санни Ваньоцци так не думает. В недавней статье, загруженной на сервер препринтов arXiv, он излагает семь причин подозревать, что темной энергии будет недостаточно для решения проблемы. Это алфавитный список данных, который показывает, насколько глубока эта космологическая загадка.
Идея этого проста. Если вы знаете возраст звезды или галактики, находящейся на расстоянии миллиарда световых лет, то вы знаете, что Вселенная должна была быть по крайней мере такой же старой миллиард лет назад. Если этот возраст не согласен с LCDM, то LCDM, должно быть, неправ. Например, есть несколько звезд, которые кажутся старше Вселенной, на что скептики Большого взрыва часто указывают как на опровергающие теорию Большого взрыва. Это не работает, потому что возраст этих звезд достаточно неопределенен и может быть моложе Вселенной. Но вы можете расширить эту идею в качестве космологического теста. Определите возраст тысяч звезд на разных расстояниях, затем используйте статистику, чтобы определить минимальный космологический возраст в разные эпохи, и на основе этого вычислите минимальный параметр Хаббла.
Этому вопросу посвящено несколько исследований, основанных на ряде исследований неба. Определить возраст звезд и шаровых скоплений особенно сложно, поэтому полученные данные немного размыты. Хотя можно подогнать данные к диапазону параметров Хаббла, которые мы имеем на основе прямых измерений, данные о возрастном расстоянии предполагают, что Вселенная немного старше, чем позволяет LCDM. Другими словами, ЕСЛИ данные о возрасте действительно точны, существует несоответствие между космическим возрастом и звездным возрастом. Это большое ЕСЛИ, и это далеко не окончательный результат, но его стоит изучить дальше.
Обычная материя состоит из барионов и лептонов. Протоны и нейтроны в атоме — барионы, а электроны — лептоны. Итак, барионная материя — это обычный тип материи, которую мы видим каждый день, в отличие от темной материи. Барионные акустические колебания (БАО) относятся к флуктуациям плотности материи в ранней Вселенной. Когда Вселенная находилась в горячем и плотном состоянии, эти колебания распространялись по космосу, как звуковые волны. По мере расширения Вселенной более плотные области образовывали зародыши галактик и галактических скоплений. Масштаб этих скоплений обусловлен космическим расширением. Таким образом, глядя на БАО во всей Вселенной, мы можем изучить эволюцию темной энергии с течением времени.
Что хорошо в BAO, так это то, что оно связывает распределение галактик, которое мы видим сегодня, с инфляционным состоянием Вселенной в период космического микроволнового фона (CMB). Это способ сравнить значение раннего параметра Хаббла с более поздним значением. Это связано с тем, что ранняя инфляция наложила ограничение на то, как далеко могут распространяться акустические волны. Чем выше скорость расширения тогда, тем меньше акустический диапазон. Он известен как акустический горизонт и зависит не только от скорости расширения, но и от плотности вещества в данный момент. Когда мы сравниваем наблюдения BAO и CMB, они совпадают, но только для уровня вещества, находящегося на границе наблюдаемых пределов. Другими словами, если мы получим более точную оценку плотности материи во Вселенной, мы сможем иметь напряжение CMB/BAO, такое же, как сейчас имеем напряжение Хаббла.
Как сверхновые, так и параметры космического микроволнового фона параметра Хаббла зависят от множества взаимосвязанных моделей. Мера сверхновой зависит от космической лестницы расстояний, где мы используем различные модели наблюдений для определения все больших расстояний. Мера CMB зависит от модели LCDM, которая имеет некоторую неопределенность в своих параметрах, таких как плотность материи. Космические хронометры — это наблюдательные меры параметра Хаббла, которые не зависят от модели.
Одна из этих мер использует астрофизические мазеры. При определенных условиях горячая материя в аккреционном диске черной дыры может излучать микроволновый лазерный свет. Поскольку этот свет имеет очень специфическую длину волны, любой сдвиг этой длины волны обусловлен относительным движением или космическим расширением, поэтому мы можем измерить скорость расширения непосредственно по общему красному смещению мазера, а расстояние можно измерить по шкале аккреционный диск. Ни один из них не требует предположений космологической модели.
Другой подход использует гравитационное линзирование. Если между нами и далекой сверхновой окажется ближайшая галактика, свет сверхновой может гравитационно линзироваться вокруг галактики, создавая несколько изображений сверхновой. Поскольку свет каждого изображения проходит свой путь, каждому изображению требуется разное время, чтобы достичь нас. Если нам повезет, мы сможем увидеть сверхновую несколько раз. Объединив эти наблюдения, мы можем получить прямую оценку параметра Хаббла, опять же без каких-либо модельных предположений. Мазерный метод дает параметр Хаббла около 72–77 (км/с)/Мпк, тогда как метод гравитационного линзирования дает значение около 63–70 (км/с)/Мпк. Эти результаты являются предварительными и нечеткими, но похоже, что даже независимые от модели измерения параметра Хаббла не устранят проблему напряжения.
В рамках общей теории относительности параметр Хаббла является постоянным. Лямбда — это космологическая константа, которая обеспечивает устойчивый темп расширения. Это означает, что плотность темной энергии одинакова во времени и пространстве. Некоторая экзотическая неизвестная энергия может привести к дополнительному расширению, но в простейшей модели она должна быть постоянной. Таким образом, красное смещение далеких галактик должно быть прямо пропорционально расстоянию. Могут быть некоторые небольшие изменения в красном смещении из-за фактического движения галактик в пространстве, но в целом должна существовать простая зависимость красного смещения.
Но есть некоторые свидетельства того, что параметр Хаббла не является постоянным. В ходе обзора далеких квазаров, гравитационно линзированных более близкими галактиками, было вычислено значение Хаббла на шести различных расстояниях по красному смещению. Неопределенности этих значений довольно велики, но результаты, похоже, не группируются вокруг одного значения. Вместо этого параметр Хаббла для более близких линз кажется выше, чем для более удаленных линз. При наилучшем приближении параметр Хаббла составляет около 73 (км/с)/Мпк, но это предполагает постоянное значение.
Когда мы смотрим на свет космического микроволнового фона, у нас нет совершенно четкого изображения. Свет реликтового излучения должен преодолеть миллиарды световых лет, чтобы достичь нас, а это означает, что ему часто приходится проходить через плотные области скоплений галактик и обширные пустоты между галактиками. При этом свет может смещаться в красную или голубую сторону из-за гравитационных изменений скоплений и пустот. В результате области реликтового излучения могут казаться теплее или холоднее, чем есть на самом деле. Это известно как интегрированный эффект Сакса-Вольфа (ISW).
Когда мы смотрим на колебания внутри реликтового излучения, большинство из них находятся в масштабе, предсказанном моделью LCDM, но есть некоторые колебания более крупного масштаба, которые не таковы, и которые мы называем аномалиями. Большинство этих аномалий можно объяснить интегрированным эффектом Сакса-Вольфа. Это относится к космической инфляции: поскольку большая часть МУВ происходит в ранний период существования Вселенной, она накладывает ограничения на то, насколько вы можете настроить темную энергию для решения проблемы напряжения. Вы не можете просто изменить скорость раннего расширения, не принимая во внимание аномалии реликтового излучения на каком-то уровне.
В целом наша космологическая модель зависит от двух параметров: доли темной энергии и доли материи. Точно так же, как темная энергия стимулирует космическое расширение, пытаясь отдалить галактики друг от друга, темная материя и обычная материя противодействуют космическому расширению. В основном мы видим влияние плотности материи через скопление галактик, но общая плотность материи во Вселенной также снижает наблюдаемую скорость расширения. Плотность космической материи можно определить с помощью многих из тех же наблюдательных тестов, которые используются для определения космического расширения. Все они в целом согласны с тем, что плотность материи составляет около 30% от общей массы-энергии Вселенной, но наблюдения ранней Вселенной имеют тенденцию немного ниже. Это не проблема сама по себе, но увеличение скорости расширения ранней Вселенной могло бы усугубить эту проблему, а не улучшить ее.
Спектр мощности в данном случае немного неверен. Это связано не с количеством энергии, которой обладает галактика, а с масштабом скопления галактик. Если вы посмотрите на распределение галактик по всей Вселенной, вы увидите маленькие скопления галактик, большие скопления галактик и все, что между ними. В некоторых масштабах кластеры встречаются чаще, в других — реже. Поэтому одним из полезных инструментов для астрономов является создание «спектра мощности», отображающего количество скоплений в каждом масштабе.
Спектр мощности галактики зависит как от материи, так и от энергии Вселенной. На это также влияет начальное горячее и плотное состояние Большого взрыва, которое мы можем видеть сквозь космический микроволновый фон. В нескольких галактических исследованиях был измерен спектр галактической мощности, например, в Спектроскопическом обзоре барионных колебаний (BOSS). В целом они указывают на более низкую скорость космического расширения, близкую к результатам космического микроволнового фона.
Как часто говорят, это сложно. Следует подчеркнуть одну вещь: ни один из этих результатов никоим образом не опровергает теорию Большого взрыва. В целом наша стандартная модель космологии стоит на очень прочной основе. Но это показывает, что проблема Хаббловского напряжения – не единственная проблема, находящаяся на грани нашего понимания. Маленьких загадок очень много, и все они нетривиальным образом связаны между собой. Простая настройка темной энергии вряд ли решит все проблемы. Скорее всего, потребуется сочетание всех корректировок. Или это может означать радикально новое понимание некоторых основ физики. Мы прошли огромный путь в нашем раннем понимании космоса. Мы знаем гораздо больше, чем даже десятилетие или два назад. Но сила науки коренится в том, чтобы не полагаться на наш успех. Какими бы успешными ни были наши модели, в конечном итоге их всегда недостаточно.
