Телескоп Уэбба еще больше усугубляет крупнейшую полемику в космологии

Долгожданное исследование скорости расширения космоса показывает, что когда дело доходит до напряжения Хаббла, космологи все еще что-то упускают. Комментарий Сохранить статью Прочитать позже

Введение

Почти столетие назад Эдвин Хаббл обнаружил, что Вселенная становится больше. Однако современные измерения того, как быстро она расширяется, расходятся с этим, предполагая, что наше понимание законов физики может быть неверным. Все ожидали, что острое зрение космического телескопа Джеймса Уэбба поможет нам найти ответ. Но долгожданный анализ наблюдений телескопа, опубликованный поздно вечером в понедельник, снова выявляет противоречивые скорости расширения из разных типов данных, одновременно указывая на возможные источники ошибок в основе конфликта.

Две конкурирующие команды возглавили усилия по измерению скорости космического расширения, известной как постоянная Хаббла, или H0. Одна из этих команд, возглавляемая Адамом Риссом из Университета Джонса Хопкинса, последовательно измеряла H0, которая примерно на 8% выше теоретического предсказания того, как быстро должно расширяться пространство, основанного на известных ингредиентах космоса и управляющих уравнениях. Это несоответствие, известное как напряжение Хаббла, предполагает, что теоретическая модель космоса может чего-то не хватать — какого-то дополнительного ингредиента или эффекта, который ускоряет космическое расширение. Такой ингредиент может быть ключом к более полному пониманию Вселенной.

Весной этого года Рисс и его команда опубликовали свои последние измерения H0, основанные на данных Уэбба, получив значение, которое согласуется с их более ранними оценками.

Но в течение многих лет конкурирующая команда под руководством Венди Фридман из Чикагского университета призывала к осторожности, утверждая, что необходимы более чистые измерения. Собственные измерения H0 ее команды неизменно оказывались ближе к теоретическому предсказанию, чем измерения Рисса, что подразумевает, что напряжение Хаббла может быть нереальным.

С тех пор как телескоп Уэбба начал собирать данные в 2022 году, астрофизическое сообщество ждало многостороннего анализа Фридмана с использованием наблюдений телескопа за тремя типами звезд. Теперь результаты таковы: два типа звезд дают оценки H0, которые согласуются с теоретическим предсказанием, в то время как третий — тот же тип звезды, который использует Рисс — соответствует более высокому значению H0 его команды.

То, что три метода не совпадают, «ничего не говорит нам о фундаментальной физике», — сказал Фридман. «Это говорит нам о том, что в одном или нескольких методах определения расстояния есть некоторая систематическая [ошибка]».

Результаты Фридмана были отправлены в The Astrophysical Journal, но пока не прошли формального рецензирования, когда внешние исследователи анонимно проверяют данные и анализ. Сол Перлмуттер, лауреат Нобелевской премии по космологии из Калифорнийского университета в Беркли, которому показали препринт команды до его публикации, сказал Quanta, что результаты предполагают, что «мы можем иметь напряжение Хаббла как раз в пределах [звездных] измерений. Это напряжение, которое мы действительно должны попытаться выяснить, а не пытаться изобрести новые [космологические] модели».

Рисс, изучив препринт, сообщил Quanta , что он не согласен с Небольшой набор сверхновых, который команда Фридмана использовала на одном этапе анализа, что, по его словам, может исказить результаты. «Новые измерения прекрасны и на самом деле отлично согласуются с теми же измерениями, полученными… несколько лет назад нашей группой, так что измерения расстояний, похоже, находятся под контролем», — сказал он. «Однако я опасаюсь, что это исследование такой небольшой выборки сверхновых дает несколько обманчивое впечатление о значении постоянной Хаббла».

Результаты появились после месяцев закулисной драмы, поскольку Фридман изначально думала, что ее анализ уничтожил напряжение Хаббла, но увидела, как оно снова с ревом ожило. «Это было действительно… не скучно, я бы так сказала», — сказала она.

Это обычное дело. По словам Перлмуттера, «постоянная Хаббла имеет такую долгую и славную традицию быть неразрешимой проблемой на протяжении десятилетий».

Столкновение Вселенной

Самая сложная часть измерения космического расширения — измерение расстояний до объектов в космосе. Американский астроном Генриетта Ливитт впервые открыла способ сделать это в 1912 году, используя пульсирующие звезды, называемые цефеидами. Эти звезды мерцают с частотой, которая связана с их внутренней светимостью (и, следовательно, может ее выявить). Как только вы узнаете, насколько ярка цефеида, вы сможете сравнить это с тем, насколько яркой или тусклой она кажется, чтобы оценить, насколько далеко находится ее галактика.

Эдвин Хаббл использовал метод Ливитта для измерения расстояний до нескольких галактик с цефеидами в них, обнаружив в 1929 году, что галактики, которые дальше от нас, удаляются быстрее. Это означает, что Вселенная расширяется. Хаббл оценил скорость расширения в 500 километров в секунду на мегапарсек (км/с/Мпк), что означает, что две галактики, разделенные 1 Мпк, или около 3,2 миллиона световых лет, разлетаются со скоростью 500 км/с.

Это было совершенно необычно.

Измерения H0 улучшились, поскольку астрономы стали лучше калибровать связь между частотой пульсации цефеид и их светимостью. Тем не менее, весь подход был ограничен, поскольку цефеиды не так уж и ярки. Чтобы измерить расстояние до галактик на просторах Вселенной, ученым понадобится новый подход.

В 1970-х годах исследователи начали использовать цефеиды для калибровки расстояний до ярких сверхновых, что позволило точнее измерять H0. Тогда, как и сейчас, две исследовательские группы лидировали, используя сверхновые, привязанные к цефеидам, и придя к несогласным значениям 50 км/с/Мпк и 100 км/с/Мпк. «Никогда не было никакой встречи умов; они просто были полностью поляризованы», — сказал Джордж Эфстатиу, астрофизик из Кембриджского университета.

Запуск космического телескопа «Хаббл» в 1990 году дал астрономам новый, четкий взгляд на Вселенную. Фридман вела многолетнюю наблюдательную кампанию с использованием «Хаббла», и в 2001 году она и ее коллеги объявили о скорости расширения в 72 км/с/Мпк, оценив, что это было не более чем на 10% меньше.

Рисс, один из лауреатов Нобелевской премии, открывших темную энергию, несколько лет спустя занялся игрой в космическое расширение. В 2011 году его команда опубликовала значение H0, равное 73, с предполагаемой неопределенностью в 3%.

Вскоре после этого космологи разработали совершенно другой метод. В 2013 году они использовали наблюдения телескопа Планк за светом, оставшимся от ранней Вселенной, чтобы определить подробную форму и состав изначального космоса. Затем они подключили эти ингредиенты к общей теории относительности Эйнштейна и развили теоретическую модель вперед почти на 14 миллиардов лет, чтобы предсказать текущее состояние Вселенной. Эта экстраполяция предсказывает, что космос в настоящее время должен расширяться со скоростью 67,4 км/с/Мпк, с неопределенностью менее 1%.

Измерение команды Рисса, даже несмотря на улучшение точности, осталось на уровне 73. Это более высокое значение означает, что галактики сегодня разлетаются быстрее, чем им следует делать согласно теории. Так родилось напряжение Хаббла. «Если это реальная особенность Вселенной, то это говорит нам, что мы что-то упускаем в космологической модели», — сказал Рисс.

Это недостающее что-то было бы первым новым ингредиентом космоса, который будет обнаружен после темной энергии. Теоретики размышляли о его идентичности: возможно, это дополнительная форма отталкивающей энергии, которая существовала в течение короткого времени в ранней Вселенной? Или, может быть, это первичные магнитные поля, созданные во время Большого взрыва?

Или, может быть, то, чего не хватает, имеет большее отношение к нам, чем ко Вселенной.

Способы видения

Некоторые космологи, включая Фридмана, подозревают, что причиной расхождений являются нераспознанные ошибки.

Наиболее распространенный аргумент в этом ключе заключается в том, что цефеиды живут в дисках молодых галактик, в регионах, переполненных звездами, пылью и газом. «Даже с исключительным разрешением [Хаббла] вы не увидите ни одной цефеиды, — сказал Эфстатиу, — вы увидите ее наложенной на другие звезды». Эта перегруженность усложняет измерения яркости.

Когда в декабре 2021 года был запущен телескоп Уэбба размером с дом, Рисс и его коллеги обратились к его мощной инфракрасной камере, чтобы проникнуть сквозь пыль в густонаселенных регионах, где обитают цефеиды. Они стремились проверить, оказывает ли скученность такой сильный эффект, как утверждают Фридман и другие исследователи.

Когда они сравнили свои новые цифры с расстояниями, рассчитанными по данным телескопа Хаббл, «мы увидели феноменальное согласие», — сказал Гагандип Ананд, член команды из Института науки космического телескопа. «Это говорит нам, по сути, о том, что работа, проделанная с Хабблом, по-прежнему хороша».

Их последние результаты с Уэббом подтверждают значение H0, измеренное ими с помощью Хаббла несколько лет назад: 73,0, плюс-минус 1,0 км/с/Мпк.

Однако, учитывая беспокойство по поводу скученности, Фридман уже обратился к альтернативным звездам, которые могли бы служить индикаторами расстояния. Они находятся на окраинах галактик, вдали от безумной толпы.

Один из типов — это звезды «кончик ветви красного гиганта» или TRGB. Красный гигант — это старая звезда с раздутой атмосферой, которая ярко светится в красном свете. По мере старения красный гигант в конечном итоге воспламеняет гелий в своем ядре. В этот момент и температура звезды, и ее яркость внезапно падают, говорит Кристен МакКуинн, астроном из Научного института космического телескопа, которая руководила проектом телескопа Уэбба по калибровке измерений расстояний с помощью TRGB.

Типичная галактика имеет много красных гигантов. Если вы нанесете на график яркость этих звезд против их температуры, вы увидите точку, в которой их яркость падает. Популяция звезд непосредственно перед падением является хорошим индикатором расстояния, потому что в каждой галактике эта популяция будет иметь схожее распределение светимости. Сравнивая наблюдаемую яркость этих звездных популяций, астрономы могут оценить относительные расстояния.

(При любом методе физики должны вывести абсолютное расстояние по крайней мере до одной «якорной» галактики, чтобы откалибровать всю шкалу. В качестве якоря Рисс, Фридман и другие группы используют необычную близлежащую галактику, абсолютное расстояние до которой было определено геометрически с помощью эффекта, подобного параллаксу.)

Однако использование TRGB в качестве индикаторов расстояния сложнее, чем использование цефеид. МакКуинн и ее коллеги использовали девять фильтров длин волн телескопа Уэбба, чтобы точно понять, как их яркость зависит от их цвета.

Астрономы также начинают обращаться к новому индикатору расстояния: богатым углеродом гигантским звездам, которые принадлежат к так называемой асимптотической ветви гигантов J-региона (JAGB). Эти звезды также находятся вдали от яркого диска галактики и излучают много инфракрасного света. Технология наблюдения за ними на больших расстояниях не была адекватной до эпохи Уэбба, сказала аспирантка Фридмана Эбигейл Ли.

Фридман и ее команда подали заявку на время телескопа Уэбба для наблюдения TRGB и JAGB вместе с более устоявшимися индикаторами расстояния, цефеидами, в 11 галактиках. «Я ярый сторонник разных методов», — сказала она.

Испаряющийся раствор

13 марта 2024 года Фридман, Ли и остальные члены их команды сели за стол в Чикаго, чтобы раскрыть то, что они скрывали от самих себя. За предыдущие месяцы они разделились на три группы. Каждой было поручено измерить расстояние до 11 галактик в их исследовании, используя один из трех методов: цефеиды, TRGB или JAGB. Галактики также содержали соответствующие типы сверхновых, поэтому их расстояния могли калибровать расстояния сверхновых во многих других галактиках, расположенных дальше. То, как быстро эти более далекие галактики удаляются от нас (что легко считывается по их цвету), деленное на их расстояния, дает H0.

Три группы рассчитали свои измерения расстояния с уникальным случайным смещением, добавленным к данным. Когда они встретились лично, они удалили каждое из смещений и сравнили результаты.

Все три метода дали схожие расстояния с погрешностью в 3%. Это было «нечто вроде ошеломляющее», сказал Фридман. Команда вычислила три значения H0, по одному для каждого индикатора расстояния. Все они попали в диапазон теоретического предсказания 67,4.

В тот момент они, казалось, устранили напряжение Хаббла. Но когда они углубились в анализ, чтобы записать результаты, они обнаружили проблемы.

Анализ JAGB был в порядке, но два других были неправильными. Команда заметила, что в измерении TRGB были большие полосы ошибок. Они попытались уменьшить их, включив больше TGRB. Но когда они это сделали, то обнаружили, что расстояние до галактик было меньше, чем они думали сначала. Изменение дало большее значение H0.

В анализе цефеид команда Фридмана обнаружила ошибку: примерно в половине цефеид поправка на скученность была применена дважды. Исправление этого значительно увеличило итоговое значение H0. Это «привело нас к большему согласию с Адамом [Риссом], что должно сделать его немного счастливее», сказал Фридман. Напряжение Хаббла возродилось.

Но Фридман подозревает, что измерение H0 на основе цефеид не так надежно, как другие. Оно чрезвычайно чувствительно к предположениям, например, об элементном составе цефеид и соседстве каждой звезды. Пыль в галактических дисках, где живут цефеиды, может поглощать их свет и затемнять их. Инфракрасное зрение Уэбба пронзает пыль, но астрономам нужно знать, сколько пыли поглощает свет, чтобы они могли внести поправку на это. Для этого Фридман и ее коллеги обратились к архивным данным телескопа Хаббл, которые фиксируют «глубину пыли», но они не такого высокого разрешения, как данные Уэбба. Это добавило неопределенности в вычисленных расстояниях, сказала она.

Возникла еще одна проблема. 11 галактик, которые они изучали с помощью телескопа Уэбба, являются ближайшими к Земле, в которых находятся все четыре соответствующих объекта (JAGB, TRGB, цефеиды и соответствующий тип сверхновых). Но, по словам Фридмана, сверхновые галактик, по-видимому, изначально ярче, чем в более далеких галактиках. Рисс и его коллеги также обеспокоены тем, что эта выборка может быть вводящей в заблуждение и предвзятой. В любом случае, это еще одна загадка, которую космологам еще предстоит понять, и она также влияет на значение H0. «Я думаю, что именно на этом нам всем придется сосредоточить свое внимание в ближайшие несколько лет», — сказал Фридман.

В их статье сообщается о трех отдельных значениях H0. Измерение JAGB — то, которое было сделано совершенно слепым способом, без какой-либо последующей коррекции — дает 67,96 км/с/Мпк, плюс-минус 1,71 км/с/Мпк. Это впритык к теоретическому предсказанию, и, по-видимому, подтверждает стандартную модель космологии.

TRGB дают значение 69,85 с аналогичными погрешностями. Результат также ослабляет напряженность Хаббла.

Метод цефеид дал значение H0 выше, 72,05, но с большей долей субъективности: различные предположения о характеристиках звезд привели к тому, что значение варьировалось от 69 до 73. Верхний предел диапазона соответствует измерениям Рисса; на нижнем пределе напряжение Хаббла практически исчезает.

«Я не думаю, что мы можем просто сказать, что постоянная Хаббла равна 73», — сказал Фридман. «Я думаю, что это первый тест шкалы расстояний цефеид», то есть JAGB и TRGB служат проверкой более устоявшегося метода. «И мы не получаем того же ответа, когда проверяем цефеиды. Поэтому я думаю, что это важно».

Объединение методов и неопределенностей дало среднее значение H0 69,96 с неопределенностью 4%. Этот предел погрешности совпадает как с теоретическим предсказанием скорости космического расширения, так и с более высоким значением команды Рисса.

«Я думаю, у нас пока нет доказательств, чтобы однозначно заключить, что существует [напряженность Хаббла]», — сказал Фридман. «Я просто ее не вижу».

«Все зависит от отслеживания всех этих систематических ошибок», — сказал Перлмуттер.

Напряженность и разрешения

Космический телескоп Джеймса Уэбба также обеспечивает дополнительные способы измерения H0. Например, астрономы находятся на ранних этапах использования того, насколько пятнистой выглядит галактика, в качестве показателя ее расстояния. Идея проста: более близкие галактики выглядят более сгруппированными, потому что вы можете разрешить некоторые из их звезд, тогда как более далекие галактики кажутся более гладкими. «По сути, это способ превратить скученность в меру расстояния», — сказал Ананд, который участвует в этом проекте в дополнение к своей работе с Риссом.

Другой метод также дает некоторую надежду: массивное скопление галактик действует как искривленное увеличительное стекло, изгибая и увеличивая изображение объекта позади себя и создавая несколько изображений одного и того же объекта, поскольку его свет проходит несколько путей. Астроном Университета Аризоны Бренда Фрай возглавляет программу по наблюдению за семью скоплениями с помощью телескопа Уэбба. Когда Фрай и ее коллеги в прошлом году посмотрели на свое первое изображение с телескопа, на котором было изображено массивное скопление галактик G165, «мы все просто сказали: «Что это за три точки, которых раньше не было?»», — вспоминает она. Точки были тремя отдельными изображениями одной и той же сверхновой, которая взорвалась позади скопления.

После многократного наблюдения изображения они смогли вычислить разницу между временем прибытия трех линзированных изображений сверхновой. Задержка времени пропорциональна постоянной Хаббла и может быть использована для ее вычисления. «[Это] одношаговое измерение для H0», — сказал Фрай, — «что делает его полностью независимым». Они измерили скорость расширения 75,4 км/с/Мпк, хотя и с большой неопределенностью +8,1 или −5,5 км/с/Мпк. Фрай рассчитывает уточнить эти погрешности после еще нескольких лет подобных измерений.

Команды Рисса и Фридмана также ожидают, что в ближайшие несколько лет наблюдения JWST позволят им получить ответ с помощью традиционных методов, основанных на наблюдении за звездами.

«С улучшением данных это в конечном итоге будет решено, и я думаю, довольно быстро», — сказал Фридман. «Мы докопаемся до сути».

Примечание редактора: статья была обновлена после публикации и дополнена комментариями Адама Рисса.

Источник: www.quantamagazine.org