Перед космологией стоит проблема: два независимых измерения расширения Вселенной дают несовместимые ответы. Теперь третий метод, предложенный пионером астрономии, по-видимому, устраняет разрыв.

Антарес, изображенный в центре, - это красная звезда-сверхгигант, находящаяся в конце своей жизни. Подобные звезды-красные гиганты усложнили споры о постоянной Хаббла.

Джуди Шмидт

Важной новостью в космологии за несколько лет является растущее количество свидетельств того, что Вселенная расширяется быстрее, чем ожидалось. Когда космологи экстраполируют данные из ранней Вселенной, чтобы предсказать, каким должен быть космос сейчас, они предсказывают относительно низкую скорость космического расширения. Когда они напрямую измеряют скорость, с которой астрономические объекты уносятся от нас, они обнаруживают, что пространство расширяется примерно на 9% быстрее, чем предполагалось. Несоответствие может означать, что в нашем понимании космоса не хватает чего-то большого.

Проблема достигла апогея за последний год. В марте прошлого года основная группа, занимающаяся исследованием космического расширения, опубликовала свой обновленный анализ, в очередной раз пришедший к скорости расширения, намного превосходящей ожидания . Затем, в июле, новое измерение космического расширения с использованием объектов, называемых квазарами, в сочетании с другим измерением вышло за пределы «пяти сигм» - статистического уровня, который физики обычно рассматривают как стандарт доказательства неучтенного физического эффекта. В этом случае космологи говорят, что помимо темной материи, темной энергии и всего остального, что они уже включают в свои уравнения, может быть какой-то дополнительный космический ингредиент, который ускоряет Вселенную.

Но это при правильных измерениях. Новая линия доказательств, впервые обнародованная прошлым летом, предполагает, что скорость космического расширения может упасть намного ближе к скорости, предсказанной измерениями ранней Вселенной и стандартной теорией космологии.

Венди Фридман , дипломированный космолог из Чикагского университета и обсерваторий Карнеги, измерила скорость расширения, известную как постоянная Хаббла, с помощью звезд, которые она считает более чистыми зондами расширения, чем другие объекты. Используя эти звезды «ветви красных гигантов» (TRGB), она и ее команда достигли значительно более низкой скорости Хаббла, чем другие наблюдатели.

Хотя Фридман известна своей тщательной и новаторской работой, некоторые исследователи отказались от ее методов после того, как она представила результат прошлым летом. Они утверждали, что ее команда использовала устаревшие данные для части своего анализа и незнакомую технику калибровки. Критики думали, что, если бы команда Фридмана использовала более новые данные, их значение Хаббла увеличилось и приблизилось бы к другим астрономическим зондам.

Это не так. В статье, опубликованной в Интернете 5 февраля и принятой для публикации в The Astrophysical Journal , команда Фридмана подробно описала свой анализ звезд TRGB, резюмировала свои проверки согласованности и ответила на критические замечания. В новой статье сообщается о еще более медленной скорости космического расширения, чем результат прошлого лета, что немного ближе к скорости ранней Вселенной. Более свежие данные, которые, по мнению критиков, увеличили бы значение Хаббла Фридмана, имели противоположный эффект. «Это заставило его упасть, - сказала она.

Вопрос о том, расширяется ли Вселенная быстрее, чем ожидалось, впервые возник в 2013 году, когда спутник Planck точно нанес на карту древние микроволны, идущие со всех направлений в небе. Микроволны показали подробный снимок ранней Вселенной, из которого команда Планка могла определить точные ингредиенты космоса, такие как количество темной материи. Включение этих ингредиентов в уравнения гравитации Альберта Эйнштейна позволило ученым вычислить ожидаемую скорость расширения пространства на сегодняшний день, которая, согласно заключительному полному анализу Планка, составляет 67,4 километра в секунду на мегапарсек, плюс-минус 1%. То есть, когда мы вглядываемся в космос, мы должны видеть, как астрономические объекты удаляются от нас на 67,4 километра в секунду быстрее на каждый мегапарсек расстояния, точно так же, как точки на надувающемся воздушном шаре разделяются тем быстрее, чем дальше они друг от друга.

Но Адам Рисс , космолог из Университета Джонса Хопкинса и лауреат Нобелевской премии, один из первооткрывателей темной энергии, в течение нескольких лет получал более высокую ценность в прямых измерениях скорости космического расширения. Тенденция продолжилась; согласно последнему анализу, проведенному в марте прошлого года, команда Рисса установила постоянную Хаббла на уровне 74 километров в секунду на мегапарсек, что на 9% выше, чем 67,4, экстраполированных из ранней Вселенной.

Источник: Космический микроволновый фон ; Барионные акустические колебания ; TRGB ; Звезды цефеиды ; Квазары ; Мазеры

Загвоздка в том, что прямое измерение постоянной Хаббла очень сложно. Для этого такие астрономы, как Рис и Фридман, должны сначала найти и откалибровать «стандартные свечи»: астрономические объекты с хорошо известным расстоянием и внутренней яркостью. Имея эти значения в руках, они могут сделать вывод о расстояниях до стандартных свечей, которые тусклее и дальше. Затем они сравнивают эти расстояния со скоростью движения объектов, обнаруживая постоянную Хаббла.

Рис и его команда используют пульсирующие звезды, называемые цефеидами, в качестве стандартных свечей. Расстояния до звезд можно измерить с помощью параллакса и других методов, и они пульсируют с частотой, которая коррелирует с их яркостью. Это позволяет астрономам измерить относительные расстояния до более тусклых цефеид в более далеких галактиках, что дает им расстояния до сверхновых звезд типа 1a в тех же самых галактиках - взрывы, которые служат более яркими, хотя и более редкими стандартными свечами. Они используются для измерения расстояний до сотен далеких сверхновых, скорость удаления которых, деленная на их расстояние, дает постоянную Хаббла.

Значение Хаббла 74, полученное командой Рисса, стало более убедительным в прошлом году, когда независимое измерение с использованием квазаров дало аналогичный результат 73,3, измерение, основанное на объектах, называемых мазерами, достигло 73,9, а дополнительное независимое измерение квазара вернуло 74,2.

Но Фридман, который помогал в разработке метода цефеид, который сейчас используется Риссом, давно беспокоился о возможных источниках ошибок. Цефеиды меняются с возрастом, что не идеально для стандартных свечей. Цефеиды также имеют тенденцию существовать в плотных звездных областях, что имеет два гнусных эффекта: во-первых, эти области часто заполнены пылью, которая блокирует звездный свет и заставляет объекты смотреть дальше, чем они есть. А во-вторых, скученность может сделать их ярче и, следовательно, ближе, чем они есть, что потенциально может привести к завышению постоянной Хаббла. Вот почему Фридман решил использовать верхушку ветви красных гигантов.

TRGB - это то, чем звезды, подобные нашему Солнцу, ненадолго становятся перед смертью. Как красные гиганты, они постепенно становятся ярче, пока не достигнут характерной пиковой яркости, вызванной внезапным воспламенением гелия в их ядрах. Эти пиковые красные гиганты всегда одинаковы, что делает их хорошими стандартными свечами; более того, как старые звезды, они населяют чистые и редкие окраины галактик, а не пыльные, многолюдные области. «С точки зрения простоты верхушка ветви красных гигантов побеждает», - сказал Барри Мадор , муж Фридмана и главный сотрудник обсерваторий Чикаго и Карнеги.

Во-первых, Фридман, Мадор и их команда должны были откалибровать звезды TRGB, выясняя, насколько они ярки на некотором известном расстоянии. Только тогда они могли сравнивать яркость (и, таким образом, определять расстояние) TRGB и сверхновых, находящихся дальше.

В качестве стандартных свечей они выбрали совокупность звезд TRGB в Большом Магеллановом Облаке, соседней галактике, расстояние до которой чрезвычайно хорошо известно. Большое Магелланово Облако пыльное, поэтому яркость звезд невозможно наблюдать напрямую. Вместо этого Фридман и ее сотрудники измерили внутреннюю яркость TRGB в двух других, по существу, свободных от пыли (но не столь точно расположенных) местах: галактике под названием IC 1613 и Малом Магеллановом Облаке.

TRGB в этих нетронутых местах подобны солнцу, когда оно высоко в небе, тогда как TRGB в Большом Магеллановом Облаке подобны солнцу у горизонта - покрасневшему и затемненному пылью в атмосфере. (Пыль заставляет объекты выглядеть более красными, потому что она преимущественно рассеивает синий свет.) Сравнивая цвета звезд в пыльных и чистых местах, исследователи могли сделать вывод, сколько пыли находится в пыльной области. Они обнаружили, что в Большом Магеллановом Облаке больше пыли, чем считалось ранее. Это показало, насколько пыль тускнеет там звезды и, следовательно, насколько они на самом деле яркие, что позволяет использовать звезды как стандартные свечи.

Венди Фридман, космолог из Чикагского университета, возглавила команду, которая провела первое измерение постоянной Хаббла с точностью до 10%.

Чикагский университет

Команда независимо проверила относительные расстояния Большого и Малого Магелланова Облака и галактики IC 1613, используя другие методы, и выполнила ряд других проверок согласованности своих результатов. Их лестница расстояний TRGB дает значение Хаббла 69,6, что значительно ниже измерений с использованием цефеид, квазаров и мазеров и находится на критическом расстоянии от предсказания по данным ранней Вселенной.

«Мы проводим все эти тесты и получаем один и тот же ответ», - сказал Мадоре. «И Адаму [Риссу] это не нравится».

Рис сказал, что, хотя он «ценит возможность узнать больше» о методах команды, он все же считает, что их калибровка TRGB может быть отключена. «Очень сложно оценить количество пыли, которая затемняет верхушку ветви красных гигантов в Большом Магеллановом Облаке», - сказал он. По его словам, одним из возможных источников ошибки является то, что Малое Магелланово Облако имеет протяженную форму с TRGB, расположенными на разных расстояниях, которые не обязательно усреднять вместе. (Фридман говорит, что ее команда измерила TRGB только в центральной части облака.)

Рис подчеркивает, что результат TRGB должен быть сопоставлен с несколькими другими независимыми измерениями, которые получают более высокое значение Хаббла.

Дэн Сколник , астрофизик из Университета Дьюка, который сотрудничает с Риссом в измерениях цефеид, также подверг сомнению метод калибровки Фридмана, заявив: «Разобраться в этом будет одной из самых важных вещей, которые [сообщество] сделает в следующем пара лет."

Споры разрешатся, когда телескопы соберут больше данных, включая высокоточные прямые измерения расстояний до звезд TRGB. В течение следующих нескольких лет спутник Gaia должен обеспечить эти наблюдения.

Другие подсказки могут появиться еще раньше. Фридман сказала, что ее команда использовала еще один новый метод, чтобы сделать еще не опубликованное измерение Хаббла, которое согласуется с их количеством по звездам TRGB. Хотя она не стала вдаваться в подробности о предстоящем результате, она сказала: «На данный момент мы думаем, что это очень убедительно», что измерение TRGB является правильным.

Обновление: 26 февраля 2020 г.
Когда эта статья была впервые опубликована, два абзаца были не в том месте. Текст исправлен.

Источник https://www.quantamagazine.org/new-wrinkle-added-to-cosmologys-hubble-crisis-20200226/?from=article_link