чем объясняется ускоренное расширение вселенной

Ускоренное расширение Вселенной объяснили самовзаимодействием темной материи

Космологическое ускорение частицы расширяющейся Вселенной (в относительных единицах) в зависимости от масштабного фактора в симуляциях со взаимным отталкиванием частиц темной материи (цветные точки) и в теоретической модели с космологической постоянной (сплошная линия).

Loeve K., Nielsen K. S. & Hansen S. H. / The Astrophysical Journal, 2021

Физики с помощью симуляций протестировали альтернативную модель ускоренного расширения Вселенной — отказались от космологической постоянной и постулировали существование сил отталкивания между частицами темной материи, которые действуют на масштабах порядка мегапарсеков и по величине пропорциональны квадрату дисперсии скоростей. Оказалось, что такой подход позволяет воспроизвести поведение Вселенной в общепринятой модели с космологической постоянной. Статья опубликована в The Astrophysical Journal.

Современные астрофизические наблюдения показывают, что Вселенная расширяется ускоренно — то есть удаленные галактики со временем разлетаются все быстрее. Этот факт требует физической интерпретации, ведь гравитация — взаимодействие, которое считается доминирующим на крупных масштабах, — лишь притягивает объекты друг к другу. В стандартной космологической модели ускоренное расширение описывают при помощи космологической постоянной — величины, которая описывает плотность энергии чистого вакуума (темной энергии) в уравнениях Общей теории относительности и обеспечивает отталкивание между далекими объектами.

Такой подход удобен, поскольку позволяет объяснять наблюдения, постулируя в модели всего один числовой параметр, однако у него есть и существенные недостатки. Так, космологическую постоянную приходится подбирать на основе самих же наблюдений и не удается вычислить независимо — например, в рамках квантовых представлений энергия вакуума оказывается на множество порядков выше, или вообще не может быть предсказана.

Это мотивирует ученых придумывать альтернативные модели, которые объясняли бы ускоренное расширение Вселенной, но не привлекали для этого космологической постоянной. Некоторые физики предлагают модифицировать теорию гравитации, другие — предположить, что расширение Вселенной неоднородно, а мы просто оказались в области, которая расширяется быстрее среднего, третьи — отказаться от ускоренного расширения как такового и искать ошибку в измерениях, которые о нем свидетельствуют. Тем не менее модель с космологической постоянной пока остается предпочтительной.

Физики из Института Нильса Бора под руководством Стина Хансена (Steen Hansen) предложили и проанализировали еще одно объяснение ускоренному расширению Вселенной. Авторы предположили, что темная материя, помимо гравитационного притяжения друг к другу и обычным частицам, испытывает еще и силу самоотталкивания, которая проявляется на межгалактических масштабах (порядка мегапарсеков).

Эту силу исследователи положили пропорциональной квадрату дисперсии скоростей частиц в галактиках (что делает ее в некотором смысле похожей на магнитную силу Лоренца между движущимися заряженными частицами) и обратно пропорциональной квадрату расстояния между разлетающимися галактиками (подобно гравитационной или кулоновской силе). Остальные параметры (кроме космологической постоянной, принятой равной нулю) физики позаимствовали из общепринятой модели.

Затем авторы проводили компьютерные симуляции эволюции распределения темной матери в области размером в 96 мегапарсеков, заполненной 2,1×10 6 частицами массами в 1,6×10 9 солнечных, между красными смещениями в z=20 и z=0,6 (в стандартной космологии последнее отвечает масштабу, на котором происходит переход от гравитационного замедления к космологическому ускорению). При этом числовой коэффициент, характеризующий величину отталкивания между частицами, исследователи подбирали так, чтобы результаты симуляции наилучшим образом описывались теорией с участием космологической постоянной.

Оказалось, что с помощью альтернативной модели можно воспроизводить прогнозы, которые дает стандартная космология — а значит, вероятно, и объяснять данные наблюдений. При этом, однако, не удается заменить пропорциональность силы квадрату дисперсии скоростей на линейный или кубический закон — оба случая дают существенное расхождение с общепринятой теорией.

Согласованность альтернативных космологических моделей со стандартной: если отталкивание пропорционально первой или третьей степени дисперсии скоростей, наблюдаются существенные расхождения.

Loeve K., Nielsen K. S. & Hansen S. H. / The Astrophysical Journal, 2021

Источник

Почему вселенная расширяется? И как долго?

Наша вселенная расширяется. С ускорением. Каждую секунду пространство между космическими галактиками растет все быстрее и быстрее.

Когда в 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл открыл так называемую красное смещение галактик, становится ясно, что кажется, что все другие галактики в космосе «убегают» от нас.

Когда автомобиль движется к нам, его звук меняется, а когда галактика движется, ее «цвет» меняется, и мы можем определить, приближается ли он к Земле или удаляется от нее.

Хаббл наблюдает за смещением видимого света галактик в красный спектр, что означает, что объект удаляется, и мы можем измерить его скорость. Это так называемый закон Хаббла, и скорость расширения сегодня известна как постоянная Хаббла (около 72 км в секунду на мегапарсек, равная 1 парсек = 31 триллион километров или 206 265 раз расстояния между Землей и Солнцем, и 1 мегапарсек = 1 миллион парсек).

Поэтому единственно возможное объяснение состоит в том, что пространство вселенной расширяется и не может быть статичным. И хотя эксперименты Хаббла являются эмпирическим доказательством, математическое изложение этого факта было сделано еще раньше бельгийским математиком Жоржем Ломмером в 1927 году. Перед лицом этого доказательства Эйнштейн отказался от космологической постоянной и даже назвал ее «самой большой ошибкой в его карьера».

Сегодня, однако, совершенно неожиданно, что нам снова нужна космологическая константа, хотя и немного другим способом.

Теория большого взрыва и эволюция вселенной

Как только станет ясно, что галактики убегают друг от друга, логично предположить, что в начале все они были сгруппированы в одном месте. Более того, мы можем предположить, что в самом начале вселенная была сжата в одну взорвавшуюся точку. Так рождается теория большого взрыва.

Сегодня это одна из широко признанных и проверенных теорий развития вселенной. Причина в ее огромной объяснительной силе. Действительно, если все когда-либо было собрано в одной точке, то это состояние должно быть с огромной температурой и невероятной плотностью. Моделирование таких условий является одной из задач современных ускорителей частиц, таких как Большой адронный ускоритель в ЦЕРНе. Объясняя появление химических элементов в результате Большого взрыва, Первичный нуклеосинтез, также является одним из больших успехов теоретической ядерной физики.

Космическое микроволновое фоновое излучение

Он взаимодействует только гравитационно, и мы не можем установить или доказать это каким-либо другим способом. По оценкам, его содержание составляет около 25 процентов от общей плотности вселенной, в то время как обычная, наша материя, составляет всего 4-5 процентов.

Хотя темную материю нельзя наблюдать непосредственно, ее присутствие было предложено Фрицем Цвицким в 1934 году для объяснения так называемой «Проблема с недостающей массой».

Оказывается, что галактики не могут быть стабильными и вращаться, как они это делают, если не существует огромного количества скрытой массы, удерживающей звезды в соединенной галактике. Результаты исследования космического фонового излучения однозначно подтверждают наличие большого количества темной материи.

Сегодня мы знаем, что Вселенная плоская с точностью до 0,5 процента. Это хорошо, но это также означает, что в зависимости от плотности вещества и энергии во вселенной у нас может быть другой конец эволюции пространства. Если общая плотность (так называемый космологический параметр Омеги) превышает критическую массу, Вселенная может сжаться в так называемую Большой крах, прямо противоположный большому взрыву. Или, наоборот, мы можем расширяться до бесконечности, пока сама вселенная не станет довольно холодной, пустынной и относительно скучной. Это теория Большого охлаждения.

Темная энергия и конечная судьба Вселенной

На самом деле, как мы можем знать, что произошло с пространством Вселенной, и что будет с ним в будущем? Поскольку скорость света ограничена, чем дальше находится объект, тем дольше свет должен будет добраться до нас. Например, путь света от нашего Солнца до Земли составляет чуть более 8 минут. Наблюдая с помощью наших телескопов далеких звезд, мы на самом деле видим прошлое, когда ловим свет, который давно покинул их и только сейчас достигает нас. Тогда, если мы знаем, что наблюдаем два одинаковых объекта, но на разном расстоянии, мы можем вывести изменение пространства между ними во времени.

Объекты, которые относительно «идентичны» в космосе, известны как стандартные свечи.

В частности, в 1997 году исследования сверхновых показали, что Вселенная расширяется с ускорением. Поскольку энергия вспышки всегда одна и та же, разница, которую мы наблюдаем (более тусклые или более яркие вспышки), обусловлена ​​исключительно разницей в динамике пространства. Таким образом, мы можем получить карту эволюции пространства во времени. Оказывается, что в первые 8-9 миллиардов лет после взрыва Вселенная замедляется, как и следовало ожидать, а затем внезапно начинает расширяться с ускорением!

Тем не менее похоже, что Эйнштейн не так сильно ошибался.

Сегодня мы знаем, что темная энергия занимает около 70 процентов от общей плотности энергии Вселенной. Мы понятия не имеем, почему он начинает свое действие или какова его природа. Вполне возможно, что его сила будет уменьшаться или увеличиваться со временем.

В зависимости от этого, есть два сценария конца нашей вселенной. Если космологическая постоянная продолжает работать и расти, мы будем расширяться вечно. Если, наоборот, его сила уменьшается и гравитация побеждает, тогда концом нашего космоса может стать Великое Падение. Тогда, почему бы и нет, возможно, новая вселенная родится в новом космическом Большом Взрыве. Но пока это просто загадки, ответы на которые скоро будут раскрыты.

Источник

Есть ли проблемы с согласованием скорости расширения Вселенной?

Олег Верходанов
доктор физико-математических наук, Специальная астрофизическая обсерватория РАН
«Троицкий вариант — Наука» №11(280), 4 июня 2019 года

Наверное, можно было бы сразу начать заметку с обсуждения двух высказываний: «в наблюдательной космологии есть проблемы согласования современных результатов разных экспериментов» и «в наблюдательной космологии, кроме старых, других проблем нет». Но все-таки я сделаю небольшое вступление, а также введу некоторые термины для читателей, которые впервые окунутся в обсуждаемую тему.

За последние двадцать лет в наших представлениях о Вселенной произошла революция. Особенно сильно это проявляется в исследованиях, где новые прорывные технологии, связанные с электроникой, космическими системами, суперкомпьютерами и программным математическим обеспечением, дали возможность проводить немыслимые ранее наблюдения дальнего космоса. Была построена согласованная стандартная космологическая модель, называемая ΛCDM, которая удовлетворяет практически всем наблюдательным данным и описывает эволюцию Вселенной от момента ее возникновения до десятков миллиардов лет вперед. Модель включает конечное число параметров и имеет расширения (дополнительные параметры), которые также удается измерить с высокой точностью.

ΛCDM-модель

Что такое космологическая модель ΛCDM («Лямбда-СиДиЭм»)? Это модель, в названии которой и заключены две главные проблемы современной космологии: темная энергия (ТЭ), описываемая Λ-членом в уравнении Эйнштейна, действие которой наблюдается на масштабах нескольких десятков миллионов световых лет как ускоренное расширение Вселенной, и темная материя (ТМ), гравитационные проявления которой мы видим на масштабах галактик, скоплений галактик и крупномасштабной структуры Вселенной. Темная материя представляется в стандартном описании как холодная темная материя (Cold Dark Matter — CDM). Хотя мы не знаем, что такое ТЭ и TM, у нас все-таки есть представления об их физических свойствах в настоящую эпоху. ТЭ — это некоторая субстанция с отрицательным давлением, наблюдаемая на очень больших масштабах; ее часто сравнивают с вакуумом. ТМ — это, скорее всего, вещество, состоящее из массивных нейтральных частиц, не входящих в Стандартную модель физики элементарных частиц и не участвующих в электромагнитном взаимодействии. Но, возможно, что кроме гравитационного ТМ может участвовать в слабом либо в другом, неизвестном взаимодействии. А может быть, и нет. Вклад обоих компонентов в энергетический баланс Вселенной хорошо измерен по их проявлениям. В рамках согласованной модели, использующей данные космической миссии Planck 2018 года и барионных (или, по-другому, акустических, или сахаровских) осцилляций, измеренных в оптических наблюдениях Слоановского обзора неба (Sloan Digital Sky Survey — SDSS), вклад составляет

5% энергии ответственно видимое (барионное) вещество.

Космологические тесты

Рис. 1. Карта РИ Planck с разрешением 5 минут дуги, соответствующий ей угловой спектр мощности Planck до гармоники l = 2500

Рис. 2. Корреляционная функция BOSS с локальным пиком на пространственных масштабах 90–120 Мпк, построенная по данным 47 тыс. красных галактик большой светимости (luminous red galaxies) оптического обзора SDSS

Космологическая модель ΛCDM описывается минимальным набором из шести космологических параметров. Их значения ищутся одновременной подгонкой методом максимального правдоподобия к данным различных экспериментов. В результате находится точка в многомерном пространстве, которая дает лучшее соответствие совокупности наблюдений. В последней работе коллаборации Planck 2018 года [1] по определению параметров использовались данные по неоднородностям реликтового фонового микроволнового излучения и его поляризации, а также данные по барионным осцилляциям (Baryon Oscillation Sky Survey — BOSS) [2], измеренным в оптическом Слоановском обзоре неба. Поиск параметров опирается на неоднородность Вселенной, которая проявляется в разных распределениях. В случае реликтового излучения она проявляется в угловом спектре мощности (обозначается C_l). Он показывает относительную долю энергии, приходящей из Вселенной в проекции на окружающую нас воображаемую сферу, в зависимости от углового масштаба, в котором эта доля энергии измеряется (рис. 1). Для изучения распределения вещества применяют корреляционные функции, которые в классическом астрофизическом подходе позволяют находить выделенные расстояния между объектами в пространстве (рис. 2). Кроме того, одним из наиболее активно применяемых методов определения свойств Вселенной является диаграмма Хаббла, связывающая скорость удаления галактики от нас (или скорость расширения Вселенной) с расстоянием до этой галактики (рис. 3). Расстояние (модуль расстояния) до галактики связывает ее абсолютную звездную величину M и видимую m. В основном в измерениях используют именно разность m − M при построении зависимости. А вместо скорости удаления галактики применяют красное смещение z, определяющее относительный сдвиг спектра в красную сторону, т. е. в сторону меньших частот или больших длин волн электромагнитного спектра.

Рис. 3. Диаграмма Хаббла (модуль расстояния — красное смещение), построенная по результатам исследований двух групп, открывших темную энергию. Верхний график — результаты измерений. Нижний график — разность между данными верхнего графика и ожидаемыми измерениями в простом расширяющемся евклидовом мире без темной энергии

В общем, как при эффекте Доплера: при приближении машины частота звука повышается, а при удалении — понижается. С той лишь разницей, что космологическое красное смещение не связано с эффектом Доплера, а определяется расширением Вселенной.

Все эти функции — угловой спектр мощности, корреляционные функции скоплений галактик и диаграмма Хаббла — применяются в процедуре подгонки параметров как самостоятельные зависимости, так и общим набором для построения согласованной модели.

Чтобы быть точным в изложении, надо отметить, что кроме этих трех космологических тестов еще есть линии поглощения квазаров, когда по положению и ширине линий водорода на различных красных смещениях удается восстановить структуру Вселенной; гравитационное линзирование на скоплениях галактик; классические подсчеты источников излучения; стандартная линейка при измерении углового размера объектов с известным физическим размером; стандартные свечи для разных объектов стандартной светимости (они же имелись в виду, когда говорилось о диаграмме Хаббла); стандартные часы для измерения динамики расширения Вселенной по данным возраста галактик с учетом эволюции звезд и темпа звездообразования; и ряд других тестов. Кроме того, измеренные космологические параметры являются входными для построения точных компьютерных симуляций и их статистического сравнения с результатами наблюдений.

Параметры модели

Приведем минимальный «джентльменский набор» космологических параметров действующей согласованной модели на 2018 год [1], который всегда полезно иметь под рукой. Он включает:

1) угловой размер акустического горизонта эпохи последнего рассеяния, измеряемый по положению пиков в угловом спектре мощности θ_* = 0,5965±0,0002°;

2) амплитуда первичных возмущений A_s (чрезвычайно мала);

3) скалярный спектральный индекс (показывающий относительную скорость роста первичных возмущений плотности на разных масштабах, из которых потом образовались галактики и скопления галактик) n_s = 0,9665±0,0038;

6) шестой параметр — красное смещение z_re = 7,82±0,71, на котором произошла вторичная ионизация (реионизация) Вселенной первыми звездами и квазарами, или, что тоже самое — оптическая толща свободных электронов между нами и эпохой реионизации τ = 0,0561±0,0071.

Физическая параметризация описана в работе Planck 2013 года [3] (на русском языке можно посмотреть в [4]).

Измеренные параметры позволяют зафиксировать космологическую модель и определить остальные производные и дополнительные параметры как с использованием только данных «Планка», так и с применением данных других экспериментов в согласованных оценках. Среди остальных параметров отметим плотность темной энергии Ω_Λ = 0,6889±0,0056, величина которой связана и с размером θ_*, и с прохождением фотонов РИ сквозь формирующиеся скопления галактик за космологическое время (эффект Сакса — Вольфа). Другим важным параметром является параметр расширения Хаббла в настоящую эпоху — постоянная Хаббла H₀ = 67,66±0,42 км/с на мегапарсек (Мпк). С параметром Хаббла связан и возраст Вселенной t₀ = 13,787±0,020 млрд лет. Знание оптической толщины, которая определяет свойства среды и связана с плотностью материи, а также применение данных о гравитационном линзировании фиксируют неравномерность распределения вещества. Эта величина описывается параметром σ₈ = 0,8102±0,0060, характеризующим скучивание материи в кубе со стороной 8 Мпк. Еще один параметр плотности — Ω_K = 1 − Ω₀, описывающий кривизну Вселенной, связан с суммарной плотностью всех компонент энергии Ω₀ объединяющей Ω_Λ, Ω_c, Ω_b, плотности излучения и нейтрино, и с размером характерных пятен РИ на момент рекомбинации θ_*. Используя только данные РИ, куда входят и измерения Planck и учитываются линзирование и данные оптических обзоров, имеем оценку кривизны: Ω_K = 0,0007±0,0019. Малое значение Ω_K является признаком того, что наша Вселенная с высокой точностью плоская (т. е. сумма углов любого треугольника, построенного на больших масштабах — порядка десятков миллионов световых лет — равна 180°). Кроме того, необходимо отметить, что ΛCDM — это все-таки семейство моделей, допускающее различные вариации основных параметров и включающее также различные расширения.

Обратим внимание на приводимую точность определения параметров — лучше / порядка 1% — точность, недостижимая в настоящее время во многих астрофизических и физических экспериментах. И для постоянной Хаббла она лучше, чем 1%, — 420 м/с/Мпк. Даже можно сказать, невероятная. Каким образом она получается? В общем виде параметр Хаббла H(z), описывающий скорость расширения Вселенной в разные космологические эпохи, определяется соотношением H(z) 2 = H₀ 2 × (Ω_R × (1 + z) 4 + Ω_m × (1 + z) 3 + (Ω₀ − 1) × (1 + z) + Ω_Λ), где H₀ — постоянная Хаббла — параметр Хаббла в настоящую эпоху, Ω_R, Ω_m, Ω₀, Ω_Λ — соответственно относительные плотности излучения, вещества (видимого + темного), полной плотности энергии и темной энергии в настоящую эпоху. Параметр Хаббла входит в описание скорости роста неоднородностей плотности (в том числе и через эффекты линзирования в разные эпохи), наблюдаемых угловых размеров характерных неоднородностей в распределении реликтового фона (чем быстрее сейчас расширяется Вселенная, тем меньше их наблюдаемый угловой размер) и также связан с температурой космического микроволнового фонового излучения. Изменение параметра H₀ приводит к существенному изменению формы углового спектра мощности (см. рис. 4). Набор физических описаний со свободными параметрами включается в общую процедуру совместного определения наиболее правдоподобных величин параметров, в результате выполнения которой и получаются приведенные значения.

Рис. 4. Изменение формы углового спектра мощности реликтового излучения при вариации величины постоянной Хаббла H₀

Качество данных

Если различие в данных Planck и группы Рисса реально, то придется говорить об изменении физических свойств Вселенной, причем, возможно, с привлечением новой физики. Если это эффект систематики (то есть связанный с трудноучитываемым изменением эволюционных свойств объектов в разные эпохи, неполнотой данных, особенностями наблюдений или методикой обработки данных), то нужно определить, кто неправ: коллаборация Planck и ей сочувствующие (порядка 500–1000 космологов, наблюдателей и теоретиков) или команда Рисса.

Данные Рисса основаны на построении точной «лестницы расстояний» и измерениях кривых блеска сверхновых типа SN Ia. Лестница расстояний включает много различных стандартных по светимости объектов и методов измерений расстояний до них. В классическом варианте ее фундамент строится на измерении тригонометрических параллаксов цефеид Млечного Пути, позволяющих определить расстояния до объектов с помощью простых методов решения треугольника по известной стороне (радиусу орбиты Земли, например) и углам. Угол смещения звезды в проекции на небо за время путешествия наблюдателя по орбите вокруг Солнца позволяет практически прямым измерением определить расстояние до нее, а с учетом опубликованных данных спутника Gaia Европейского космического агентства заявленная точность определения параллаксов достигла 30–40 угловых микросекунд для звезд на расстояниях 2–4 кпк с учетом их собственных движений. Цефеиды — класс переменных звезд, чей период вариации блеска связан с их светимостью, и таким образом их можно использовать как стандартные свечи, если известен период переменности. Если точно откалибровать расстояние до цефеид и далее от цефеид до SN Ia (для этого в близких галактиках, где произошла вспышка SN Ia, ищутся цефеиды), то удается построить надежную лестницу расстояний и проводить космологические измерения.

Сделаем некоторые примечания к этому методу. Список сверхновых типа Ia не очень большой — более-менее надежных объектов этого типа порядка 2000. Результатов измерений кривых блеска SN Ia при красных смещениях z > 1 мало, при z > 1,5 прямо совсем мало. А при z > 2 их, в общем, и нет (при z = 2 возраст Вселенной t

3,3 млрд лет). Хотя, например, зарегистрированные гамма-всплески из тех эпох есть.

Всё еще нет уверенного знания, насколько стандартным является тип SN Ia (см. величину разброса данных на рис. 3). И если для поиска, обнаружения и измерения вклада темной энергии достаточно было порядка десятка сверхновых за z > 0,7 (z

7 млрд лет задают область временного интервала, где при движении из прошлого в настоящее происходит переход от пылевой эпохи к эпохе темной энергии), то для точных измерений нескольких десятков объектов уже недостаточно. Неясно, насколько стандартными являются SN Ia при другом химическом составе, который был в более ранние эпохи. Не очень ясно, как себя ведет кривая блеска SN Ia при взрыве компоненты в паре двух белых карликов и сколько таких пар участвует в производстве вспышек. Списки сверхновых Ia неоднородны и неполны по пространственным направлениям и по космологическим эпохам, что ограничивает возможность обобщения результатов даже в случае точного измерения кривых блеска.

Обсуждение

Что активно обсуждается? Данные о SN Ia содержат информацию о близкой Вселенной, в то время как данные по реликтовому излучению — о далекой. Однако в РИ присутствует отражение физических процессов, связывающих его с современной эпохой. Это и скорость расширения Вселенной, которая отражается в характерных размерах пятен, и линзирование на крупномасштабной структуре (что, кстати, нельзя было наблюдать в предыдущей космической миссии WMAP из-за худшего разрешения), и, вообще, скорость формирования структур. Из приведенной выше формулы для H(z) видно, что параметр Хаббла — производный от параметров плотности, а постоянная Хаббла в этом описании может рассматриваться как калибровочный множитель. Однако, когда приводятся результаты измерения H₀, часто оговаривается, что данная величина получена в рамках согласованной модели. Например, на рис. 5 приведены результаты совместного определения космологических параметров H₀ и Ω_m для барионных осцилляций, которые сейчас рассматриваются как независимая стандартная линейка, сверхновым, исследуемым в проекте Pantheon [6], а также по количеству дейтерия в первичном нуклеосинтезе и параметрам, измеряемым по данным РИ. Следует сказать, что в работе Planck [1] для построения функции правдоподобия используется

1,3 тыс. объектов типа SN Ia из списка Pantheon, которые дают согласованные величины с данными Planck и барионных осцилляций, показанных на рис. 5.

Рис. 5. Диаграмма «постоянная Хаббла H₀ — плотность вещества Ω_m» показывает различие в определении величины постоянной Хаббла в согласованной модели ΛCDM Planck и в данных группы Рисса. Разными цветами выделены измерения параметров при комбинации данных различных экспериментов, оттенками цветов — доверительные интервалы на уровнях 68% и 95%. Обозначения на картинке: BAO — барионные акустические осцилляции, Pantheon — данные по проекту измерения блеска сверхновых Ia, D/H BBN — данные по измерению дейтерия при первичном нуклеосинтезе, lensing — данные по измерению линзирования CMB Planck, θ_MC — учет размера акустического горизонта. Серым цветом показаны результаты, полученные группой Рисса. Из работы [1]

Особенность работы группы Рисса заключается в том, что они уточнили шкалу расстояний по данным Gaia и, соответственно, привязку стандартных свечей. Но, в принципе, есть работы (см. [7]), в которых также по данным Gaia уточняется привязка цефеид и получается результат измерения H₀, согласованный с данными Planck: H₀ = 67,6±1,52 км/с/Мпк.

Отдельным пунктом можно было бы обсудить определение космологических параметров с помощью данных по скоплениям галактик, которые также расходятся с основными космологическими результатами Planck (см. например, обсуждение в [8]). И здесь стоило бы обсудить различие оценок параметров по микроволновым, оптическим и рентгеновским данным и по результатам измерений гравитационного линзирования на скоплениях галактик. Этим результатам посвящена не одна статья. И, тем более, есть статьи коллаборации Planck, посвященные поиску скоплений галактик по эффекту Зельдовича — Сюняева на картах миллиметрового / субмиллиметрового диапазона, оценкам с помощью этих измерений космологических параметров и обсуждению различия величин параметров, определяемых таким образом [8]. Обсуждение результатов исследования скоплений галактик в микроволновом диапазоне, конечно, стоит отдельной статьи. Но здесь отметим лишь некоторые моменты, связанные со свойствами скоплений галактик. Данных по скоплениям галактик (как и самих скоплений) мало, так же, как и сверхновых типа Ia. Сейчас пока можно говорить о нескольких тысячах известных скоплений, а с эффектом Зельдовича — Сюняева — не больше двух тысяч. Наблюдаемых скоплений галактик практически нет при z > 2 (хотя есть работы, посвященные исследованию протоскоплений на z

5), не очень ясны их границы в пространстве, и при больших z нет уверенности в точном определении их массы. В настоящее время разные группы разбираются с этими проблемами и, может быть, если число этих объектов возрастет с тысяч до нескольких десятков тысяч и будут надежные оценки их массы, то также возрастет и точность измерений на основе этих данных.

А что если верны измерения H₀ и по согласованным данным Planck, и по данным группы Рисса? То есть рассматривается ли случай построения модели с особенностями по разным данным с отличающейся постоянной Хаббла? Да, рассматривается. Есть работы, где изучается возможное изменение плотности темной материи со временем, например ее распад [9], пространственные вариации темной энергии или даже особые эффекты Мультиверса. Всё это требует новой физики. Закрыть без точных измерений эти гипотезы пока нельзя. Особенно если вспомнить историю с темной энергией, когда новая физика ворвалась в нашу жизнь в 1998 году. И так и остается пока необъясненной.

Часто говорят, что измерения с помощью SN Ia являются прямыми измерениями, а измерения с помощью РИ — модельными. И этим объясняют различие в значениях H₀. На мой взгляд, в этом замечании есть доля лукавства. Вообще, любые измерения являются модельными. Причем на разных этапах. При наблюдениях площадок неба моделируется и удаляется фоновая компонента на изображении, моделируется аппаратная функция прибора для определения интегральных характеристик сигнала, для учета собственных движений делаются выводы (тоже модельные) о движении звезд и галактик в родительских системах. И наконец моделируется тип локальной Вселенной — часто это евклидов мир с добавленным расширением, в котором применяется линейный или нелинейный закон Хаббла. С другой стороны, с чем же, как не с моделями, т. е. со стандартными шаблонами, сравнивать проведенные измерения? Они же и являются опорой наших выводов и основой поиска новых закономерностей. В той же работе Planck [1] обосновывается новый стандарт, объединяющий практически все космологические тесты в один, — стандартный угловой спектр мощности анизотропии РИ. Спектр сейчас содержит 2500 независимых измерений энергетических величин — квадратов амплитуд гармоник на различных угловых масштабах. Их значения строго привязаны к физическим процессам, протекавшим в разные эпохи Вселенной, и с помощью этой кривой можно измерять различные космологические параметры, в том числе и постоянную Хаббла. На мой взгляд (но он, в принципе, может и измениться под давлением новых измерений), Planck дал наиболее корректную величину постоянной Хаббла, а данные по SN Ia могут иметь скрытую систематику, связанную с неполнотой данных и нетривиальными процессами во вспышках. В конце приведу одну цитату из работы [1]: «Измерения Planck находятся в отличном согласии с независимыми построениями лестниц расстояний с использованием барионных осцилляций, сверхновых и результатов по распространенности элементов. Однако ни одна из расширенных моделей, которые обсуждались в данной статье, не позволяет по-настоящему справиться с напряжением, возникшим в связи с величиной H₀ по данным Рисса и др. (2018)».

Но мир меняется, и каждый год появляются новые данные независимых экспериментов в различных энергетических диапазонах излучения Вселенной. При любом раскладе разрешение загадки расхождения измерений H₀ даст новый толчок наблюдательной космологии. И это будет очень интересно. Я надеюсь.

Литература
1. Planck Collaboration, Astron. Astrophys. In press (2019), arXiv: 1807.6 209
2. Alam S. et al., Month. Not. Roy. Astr. Soc. 470, 2617 (2017), arXiv: 1607.3 155
3. Planck Collaboration, Astron. Astrophys. 571, A16 (2014), arXiv: 1303.5076
4. Верходанов О. В. Успехи физических наук 186, 3 (2016)
5. Riess A. G. et al., 2018, arXiv e-prints, arXiv: 1804.10 655
6. Scolnic D. M. et al., 2018, ApJ, 859, 101, arXiv: 1710.845
7. Shanks T., Hogarth L. M., Metcalfe N., arXiv e-prints, arXiv: 1810.2 595
8. Planck Collaboration, Astron. Astrophys. 594, A24 (2016), arXiv: 1502.1 597
9. Chudaykin A., Gorbunov D., Tkachev I., Phys. Rev. Т. D97, С. 83 508 (2018).

* См. Рубаков В., Штерн Б. Масштабная линейка Вселенной // ТрВ-Наука № 83 от 19 июля 2011 года, с. 2–3.

Источник