Усъвършенстването на скоростта на разширяване на Вселената може да доведе до нова физика
Това беше в началото на 90-те години. Обсерваторията Карнеги в Пасадена, Калифорния, беше празна за коледните празници. Уенди Фридман, сама в библиотеката, работеше върху огромен и трънлив проблем: скоростта на разширяване на Вселената. Карнеги беше плодородна почва за този вид работа. Именно тук, през 1929 г., Едуин Хъбъл за първи път видя далечни галактики, отлитащи от Млечния път, подскачайки във външния поток на разширяващото се пространство. Скоростта на този поток стана известна като константата на Хъбъл.
Тихата работа на Фридман скоро беше прекъсната, когато колегата му астроном Алън Сандидж, научният наследник на Хъбъл, който прекара десетилетия в управление и усъвършенстване на константата на Хъбъл, последователно защитавайки бавния темп на разширяване, нахлу в библиотеката. Фридман беше един от последните, които се застъпваха за по-високи ставки, а Сандидж я видя като еретично изследване.
„Той беше толкова ядосан“, спомня си Фридман, сега в Чикагския университет в Илинойс, „че в този момент осъзнах, че сме сами в цялата сграда. Направих крачка назад и си помислих, че не сме в най-приятелските науки."
Тази конфронтация е утихнала, но не напълно. Сандидж почина през 2010 г., когато повечето астрономи се споразумяха за тесен диапазон за константата на Хъбъл. Последните данни обаче, които самият Сандидж със сигурност би искал, говорят в полза на това, че константата на Хъбъл е с 8% по-ниска от водещото число. В продължение на почти сто години астрономите го изчисляват, като внимателно измерват разстоянията в най-близката до нас част от Вселената и се придвижват все повече и повече. Но наскоро астрофизиците измериха константата навън въз основа на карти на космическия микровълнов фон (CMB), неравномерното зарево след Големия взрив, което е фонът на видимата част наВселена. Правейки предположения за това как изтласкването и издърпването на енергията и материята във Вселената е променило скоростта на космическото разширение след формирането на космическия микровълнов фон, астрофизиците могат да вземат своите карти и да коригират константата на Хъбъл към настоящата локална вселена. Числата трябва да съвпадат. Но те не съвпадат.
Може би има нещо нередно в един от подходите. И двете страни търсят недостатъци в собствените си методи и в методите на другите, а висши фигури като Фридман бързат да представят свои собствени предложения. „Не знаем докъде ще доведе всичко това“, казва Фридман.
Но ако не бъде постигнато споразумение, това ще се превърне в пукнатина в небосвода на съвременната космология. Това може да означава, че в съществуващите теории липсва някаква съставка, която се намесва между настоящето и древното минало, вплетена във веригата от взаимодействия на CMB с настоящата константа на Хъбъл. Ако е така, тогава историята ще се повтори. През 90-те години Адам Рийс, сега астрофизик в университета Джон Хопкинс в Балтимор, Мериленд, ръководи един от екипите, които откриха тъмната енергия, отблъскващата сила, която ускорява разширяването на Вселената. Това е един от факторите, които CMB изчисленията трябва да вземат предвид.
Сега екипът на Riess търси константата на Хъбъл в близкия космос и извън него. Целта му е не само да прецизира числото, но и да улови дали то се променя с времето по начин, който дори тъмната енергия не може да обясни. Досега той има малко разбиране за това какъв може да е липсващият фактор. И той много се интересува какво се случва.
През 1927 г. Хъбъл отиде отвъд Млечния път, въоръжен с най-големия телескоп в света по това време, 2,5-метровия телескоп Хукър, който стоеше на планината Уилсън над Пасадена.Той фотографира слабите спирални петна, които сега са ни известни като галактики, и измерва зачервяването на тяхната светлина, докато те се преместват с доплер към по-дълги дължини на вълната на светлината. Сравнявайки червеното отместване на галактиките с тяхната яркост, Хъбъл стигна до интересно заключение: колкото по-тъмна и, вероятно, по-далече беше галактиката, толкова по-бързо се отдалечаваше. Следователно Вселената се разширява. А това означава, че Вселената има крайна възраст, чието отброяване започва с Големия взрив.
Космическо противоречие
Дебатът по темата за константата на Хъбъл и скоростта на разширяване на Вселената започна да играе с нова сила. Астрономите стигнаха до определено число, използвайки класическата техника на стълбата на разстоянието или астрономически наблюдения на локалната вселена. Но тези стойности са в конфликт с космологичните оценки, базирани на карти на ранната вселена и обвързани с днес. От този аргумент следва, че растежът на Вселената може да подхрани липсващата съставка.
За да определи скоростта на разширяване - и съответната константа - Хъбъл се нуждаеше от реални разстояния до галактиките, а не само от относителни разстояния въз основа на видимата им яркост. Така той започна трудоемкия процес на изграждане на дистанционна стълба от Млечния път до съседните галактики и отвъд него, до самите краища на разширяващото се пространство. Всяко стъпало на стълбата трябва да бъде калибрирано със „стандартни свещи“: обекти, които се движат, пулсират, мигат или се въртят по такъв начин, че човек може точно да определи колко далеч са.
Първият етап изглеждаше достатъчно надежден: променливи звезди, наречени цефеиди, които изсветляват и потъмняват в продължение на дни или седмици. Продължителността на този цикъл показва вътрешната яркост на звездата. Сравняване на наблюдаваната яркостцефеида с яркост, идваща от нейните колебания, Хъбъл може да изчисли разстоянието до нея. Телескопът Mount Wilson успя да види няколко цефеиди в близките галактики. За далечните галактики той приема, че ярките звезди в тях ще имат същата присъща яркост. Хъбъл предполага, че дори в най-отдалечените галактики ще има стандартни свещи с еднаква яркост.
През 1949 г. е завършена конструкцията на 5,1-метровия телескоп в Паломар в Южна Калифорния, точно навреме, когато Хъбъл получава сърдечен удар. Той прехвърли мантията на Сандидж, наблюдател на коз, който прекара следващите десетилетия в разработване на фотографски плаки по време на нощни сесии, работейки с гигантския апарат на телескопа, треперейки на студа и нуждаейки се от почивки.
С по-високата разделителна способност на Palomar и високата сила на събиране на светлина, Sandage успя да излови цефеиди от по-далечни галактики. Той също така разбра, че ярките звезди на Хъбъл всъщност са цели звездни купове. Те бяха по своята същност по-ярки и следователно много по-далеч, отколкото Хъбъл смяташе, което, наред с други корекции, предполагаше много по-ниска константа на Хъбъл. През 80-те години Сандидж се спира на стойност 50, която яростно защитава. Един от най-известните му опоненти, френският астроном Жерар дьо Вокульор, предложи стойност от 50. Един от най-важните параметри в космологията буквално се удвои.
В края на 90-те години на миналия век Фридман, след като оцеля след словесното насилие на Сандидж, предизвика себе си да реши този пъзел с нов инструмент, който изглеждаше специално създаден за нейната работа: космическия телескоп Хъбъл. Ясният му изглед над атмосферата позволи на екипа на Фридман да забележи отделни цефеиди 10 пъти по-далеч, отколкото Сандидж можеше с Паломар.Понякога тези галактики съдържат както цефеиди, така и по-ярки маяци - свръхнови тип Ia. Тези експлодиращи звезди бели джуджета се виждат през космоса и мигат с постоянна и максимална яркост. Калибрирани към цефеидите, свръхновите могат да се използват самостоятелно за изследване на най-отдалечените краища на космоса. През 2001 г. екипът на Фридман стеснява константата на Хъбъл до 72 плюс или минус 8, слагайки край на враждата Sandage-de Vaucouleurs. „Бях изтощена“, казва тя. „Мислех, че никога няма да се върна към работата по константата на Хъбъл.“
Едуин Хъбъл
Като направи няколко предположения за съставките в този бульон - под формата на познати частици, атоми и фотони, някои допълнителни невидими неща като тъмна материя и тъмна енергия - екипът на WMAP успя да изчисли физическия размер на тези първични звукови вълни. Може да се сравни с видимия размер на звуковите вълни, записани в CMB петна. Това сравнение даде разстоянието до микровълновия фон и стойността на скоростта на разширяване на Вселената в този начален момент. Правейки предположения за това как обикновените частици, тъмната енергия и тъмната материя са променили разширяването оттогава, екипът на WMAP успя да приведе постоянната стойност в съответствие с текущата скорост на нарастване. Първоначално те излязоха със стойност 72, според това, което Фридман откри.
Но оттогава астрономическите измервания на константата на Хъбъл показват по-високи стойности, въпреки че грешката е намаляла. В скорошни публикации Рийс направи крачка напред, използвайки инфрачервена камера, инсталирана през 2009 г. на телескопа Хъбъл, която може както да определи разстоянията до цефеидите на Млечния път, така и да подчертае техните най-далечни, по-червени роднини сред по-сините звезди, които обикновено заобикалят цефеидите. последен резултат,който е издаден от екипа на Riess - 73.24.
Междувременно мисията Planck (ESA), която показа CMB с висока разделителна способност и с подобрена точност на температурата, се установи на стойност от 67,8. Според законите на статистиката тези две стойности са разделени с празнина от 3,4 сигма - не 5 сигма, което във физиката на елементарните частици говори за значителен резултат, но почти. „Трудно е да се обясни статистическата грешка“, казва Чък Бенет, астрофизик от университета Джон Хопкинс, който ръководи екипа на WMAP.
В отговор астрономите твърдят, че всъщност измерват днешната вселена, тъй като методът за измерване на CMB разчита на много космологични предположения. Ако не се сближат, казват те, защо да не променят космологията? Вместо това „Георг Ефстатиус излиза и казва, че ще преосмисля всичките ви данни“, казва Бари Мадор от Чикагския университет, съпруг на Фридман и колега от 80-те години на миналия век. Какво да правя? Трябва да разрежем Гордиевия възел.
Уенди Фридман вярваше, че нейното изследване от 2001 г. е разкрило константата на Хъбъл, но спорът пламна с нова сила.
Междувременно космолозите също имат асо в ръкава си: барионни акустични трептения (BAO). Докато Вселената узрява, същите звукови вълни, отпечатани върху CMB, оставят бучки материя, които прерастват в галактически клъстери. Разположението на галактиките в небето трябва да запази оригиналните съотношения на звуковите вълни и, както преди, сравнението на видимия модел с изчисления действителен размер определя разстоянието. Подобно на метода CMB, методът BAO позволява да се направи космологично предположение. Но през последните няколко години той запази стойностите на константата на Хъбъл наравно с Планк. Четвъртата итерация на Sloan Digital Sky Survey, глобалното проучване на небето,съставянето на галактическа карта ще помогне за прецизиране на тези измервания.
Това не означава, че отборите, които се борят за дистанционната стълбица и CMB, просто чакат други начини за разрешаване на спора. За да подсили основата на стълбата на разстоянието, разстоянията до цефеидите в Млечния път, мисията Gaia на Европейската космическа агенция се опитва да определи точните разстояния до милиард различни близки звезди, включително цефеиди. Gaia, която обикаля около Слънцето извън Земята, използва най-надеждната си мярка: паралакс или видимото изместване на звездите спрямо небето, когато космическият кораб достига противоположни точки в своята орбита. Когато пълният набор от данни на Gaia бъде публикуван през 2022 г., това ще осигури допълнителна основа за доверието на астрономите. Riess вече беше открил намеци в полза на неговата по-висока константа на Хъбъл, когато използваше предварителните резултати от Gaia.
Космолозите също се надяват да консолидират своите измервания с космическия телескоп Атакама в Чили и телескопа на Южния полюс, които могат да тестват изключително точните резултати на Планк. И ако резултатите откажат да се сближат, тогава теоретиците ще се опитат да запълнят празнината. „Хубаво е, когато моделът се счупи. Валидирането на модела не е забавно.”
Например, може да се добави допълнителна частица към Стандартния модел на Вселената. CMB предлага оценка на общия енергиен бюджет малко след Големия взрив, когато той беше разделен на материя и високоенергийно излъчване. Както следва от известната формула за еквивалентност на Айнщайн E = mc 2 , енергията е действала като материя, забавяйки разширяването на пространството със своята гравитация. Но материята е по-ефективна спирачка. С течение на времето радиацията - фотони от светлина и други светлинни частици като неутрино - се охлажда и губиенергия, гравитационното влияние отслабва.
Понастоящем са известни три вида неутрино. Ако имаше четвърта, както предполагат някои теоретици, щеше да има малко повече от страна на радиацията на първоначалния енергиен бюджет на Вселената и тази част щеше да се разсее по-бързо. Това от своя страна би означавало, че ранната вселена се е разширявала по-бързо, отколкото предвижда списъкът на съставките на съвременната космология. В бъдеще тази добавка може да обедини два различни резултата. Но детекторите за неутрино досега не са открили намеци за неутрино от тип 4, а други измервания на Планк са ограничили общото количество излишна радиация.
Друг вариант е така наречената фантомна тъмна енергия. Реалните космологични модели предполагат постоянна сила от тъмната енергия. Ако тъмната енергия стане по-силна с течение на времето, това би обяснило защо космосът се разширява по-бързо днес, отколкото може да се мисли, гледайки ранната вселена. Променливата тъмна енергия обаче изглежда напълно излишна. Космолозите и астрофизиците са склонни да мислят, че проблемите са в съществуващите методи, а не в новата физика.
Фридман смята, че единственото решение - да се борим с огъня с огън - се крие в новите наблюдения на Вселената. Заедно с Мадор те се готвят да проведат отделно измерване, калибрирано не само за цефеидите, но и за други видове променливи звезди и ярки червени гиганти. Близки примери могат да бъдат изследвани с автоматичен телескоп с ширина 30 сантиметра, докато далечни примери могат да бъдат изследвани от космическите телескопи Хъбъл и Спицер. След като овладее мрачния и необуздан Sandage, тя е готова да поеме дръзкото предизвикателство на Team Plank и Riess.
„Казаха, че грешим. Е, да видим", шегува се тя.