Постоянная хаббла что это
Что такое постоянная Хаббла?
Постоянная Хаббла — это константа, используемая для описания расширения Вселенной. Она устанавливает связь между удаленностью космического объекта и скоростью его удаления. Космос становится все больше и больше с тех пор, как начал расширяться с момента Большого Взрыва, произошедшего 13,82 миллиарда лет назад. Вселенная постоянно расширяется, и это расширение постоянно ускоряется.
По утверждению НАСА, у ученых существует не только интерес к самому расширению и его ускорению, но и к последствиям этого процесса. Если расширение вдруг начинает замедляться, это будет означать, что во Вселенной есть что-то, что замедляет ее рост — возможно, это гипотетическая темная материя, которая не может быть обнаружена современными инструментами. Если расширение Вселенной будет продолжать ускоряться, возможно, что именно темная материя несет ответственность за это явление. В общем, ученым пока не понятен механизм, заставляющий пространство менять свой объем. Но во всем виновата, несомненно, темная материя (поскольку она не обнаружена, а значит все непонятное в космосе можно списать на нее).
По состоянию на январь 2018 года измерения, полученные с нескольких телескопов показали, что скорость расширения Вселенной различается в зависимости от того, куда смотреть. Ближняя к нам часть Вселенной (исследуется с помощью орбитальных телескопов «Хаббл» и «Гайя») имеет скорость расширения около 73,5 километров в секунду на мегапарсек. В то время как более отдаленная Вселенная (измеряется космическим телескопом «Планк») расширяется немного медленнее, со скоростью около 67 км в секунду на мегапарсек. Мегапарсек — это расстояние в один миллион парсеков, или около 3,3 миллиона световых лет, так что это немыслимо большая скорость.
Открытие Хаббла
Постоянная была впервые предложена американским астрономом Эдвином Хабблом. Он занимался изучением галактик, и особенно его интересовали те, которые находятся наиболее далеко от Земли.
В 1929 году, на основании данных, полученных астрономом Харлоу Шепли, говорящих о том, что галактики, похоже, удаляются от Млечного Пути, Хаббл обнаружил, что чем дальше эти галактики с Земли, тем быстрее они движутся.
В то время ученые решили, что это явление — это всего лишь разлет галактик друг от друга. Однако сегодня астрономы знают, что на самом деле наблюдается расширение всей Вселенной. Независимо от того, где вы будете находиться в космосе, вы будете наблюдать одно и то же явление, происходящее с той же самой скоростью.
Первоначальные расчеты Хаббла уточнялись на протяжении многих лет, поскольку для проведения измерений использовались все более чувствительные телескопы, в том числе «Хаббл» и «Гайя», данные с которых уточняли значение постоянной на основе измерений космического микроволнового фона — постоянного температурного фона Вселенной, иногда еще называемый «послесвечением» Большого Взрыва.
Цефеиды — маяки Вселенной
Существует много видов переменных звезд, но те, которые наиболее полезны для уточнения значения постоянной Хаббла, называется цефеидами. Это звезды, которые регулярно меняют свою яркость в определенном интервале, который обычно колеблется от 1 до 100 дней (Полярная Звезда входит в число самых известных членов этой группы). Астрономы проводят измерения расстояния до этих звезд, измеряя изменчивость их светимости.
Чем ярче выглядит цефеида с Земли, тем легче измерить расстояние до нее. Некоторые цефеиды можно увидеть с Земли, но для получения более точных измерений лучше всего это делать в космосе.
Эдвин Хаббл смог измерить расстояния до цефеид, удаленных на расстояния до 900 000 световых лет от Земли — поразительное значение на то время — находящихся в пространстве, которое было все еще относительно близким к Земле. Дальше в пространстве цефеиды слабеют и их видно все меньше. Лишь запуск космического телескопа «Хаббл» смог изменить ситуацию в 1990-х годах. В 2013 году появился космический телескоп «Гайя», которому удалось точно определить позиции и светимость около 1 миллиарда звезд. Его данные также помогли уточнить значение постоянной Хаббла.
Однако цефеиды не идеальны для измерения космических расстояний. Они часто расположены в пыльных областях (которые затеняют некоторые длины волн на снимках). А более отдаленные из них — трудно обнаружить, потому что они слабо светятся с нашей точки зрения.
По словам Шоко Сакаи, научного сотрудника Национальной оптической астрономической обсерватории, астрономами используются и другие методы, которые дополняют измерения расстояний до цефеид, такие как например, отношение Талли-Фишера, использующее обнаруженную корреляцию между яркостью спиральной галактики и скоростью ее вращения. «Идея состоит в том, что чем больше галактика, тем быстрее она вращается», — писал он. «Это означает, что если вы знаете скорость вращения спиральной галактики, вы можете определить, используя зависимость Талли-Фишера, ее внутреннюю яркость. Сравнивая внутреннюю яркость с кажущейся величиной (той, на самом деле наблюдается — потому что чем дальше галактика, тем она становится «темнее»), можно рассчитать расстояние до нее».
Телескопы, умеющие измерять космический микроволновый фон, например телескоп «Планк», используют другой метод измерения расстояний, который для уточнения значения постоянной Хаббла анализирует флуктуации космического микроволнового фона.
Сюрприз: постоянная Хаббла на самом деле непостоянна
Часть изображения, полученного в рамках наблюдения Hubble eXtreme Deep Field, в комбинированном ультрафиолете, видимом свете и инфракрасном излучении – самого глубокого взгляда во Вселенную из всех, что мы предпринимали. Различные видимые здесь галактики находятся на разных расстояниях и имеют разное красное смещение, что позволяет нам вывести закон Хаббла.
Вселенная огромна, и на миллиарды световых лет во всех направлениях заполнена звёздами и галактиками. С самого Большого взрыва свет путешествует, отправляясь с каждого создавшего его источника, и совсем малая часть этого света доходит до наших глаз. Но свет не просто перемещается через пространство из точки испускания и до того места, где мы находимся сегодня; кроме этого, расширяется сама ткань пространства.
Чем дальше от нас находится галактика, тем больше пространство между нами растягивает – и смещает в красную часть спектра – тот свет, что в итоге прибудет к нашим глазам. Заглядывая на всё более далёкие расстояния, мы видим увеличение красного смещения. Если построить график того, как видимая скорость удаления зависит от расстояния, мы получим красивое, прямолинейное взаимоотношение: закон Хаббла. Но наклон этой линии, постоянная Хаббла, на самом деле совсем не постоянен. И это одно из наиболее сильных заблуждений во всей астрономии.
Зависимость красного смещения от расстояния для удалённых галактик. Не попадающие на линию точки смещены из-за разности пекулярных скоростей, но они лишь немного отклоняются от наблюдаемой общей картины. Изначальные данные, полученные самим Эдвином Хабблом, и впервые использованные для демонстрации расширения Вселенной, умещаются в небольшой красный прямоугольник в левом нижнем углу.
Расширение Вселенной мы понимаем двояко: теоретически и через наблюдения. Наблюдая за Вселенной, мы видим несколько важных фактов, связанных с расширением:
Двумерный срез ближайших к нам участков Вселенной, плотность которых выше (красное) и ниже (синее/чёрное) среднего значения. Линии и стрелки показывают направления пекулярных скоростей, но вся эта картина включена в ткань расширяющегося пространства.
Но эта проблема не является непреодолимой. Во Вселенной есть не просто несколько галактик, расстояние и красное смещение которых мы можем измерить; мы провели такие измерения буквально для миллионов галактик. Огромное количество галактик мы можем сгруппировать так, чтобы каждая группа находилась на определённом среднем расстоянии от нас, и мы могли бы подсчитать их среднее красное смещение. После такой процедуры мы обнаруживаем прямолинейную зависимость, определяющую закон Хаббла.
Но вот, в чём сюрприз. Если заглянуть на достаточно большие расстояния, становится видно, что скорость расширения уже не подчиняется прямолинейному закону, и начинает закругляться.
Зависимость скорости видимого расширения (ось у) от расстояния (ось х) соответствует тому, что Вселенная в прошлом расширялась быстрее, однако расширяется и сегодня. Это современная (2014 год) версия работы Хаббла, распространяющаяся на расстояния в тысячи раз большие. Заметим, что точки не формируют прямую линию, а значит, скорость расширения со временем меняется.
Используя термин «постоянная Хаббла», мы имеем в виду наклон этой линии. Если это не линия – то есть, если её наклон меняется – это говорит о том, что хаббловская скорость расширения Вселенной не является константой! Мы называем её постоянной Хаббла потому, что Вселенная расширяется с одной и той же скоростью в любой её точке: постоянная Хаббла постоянна в пространстве.
Но скорость расширения, и значение постоянной Хаббла, изменяются со временем. Это не загадка, а то, чего и следовало ожидать. Чтобы это понять, давайте посмотрим на это с другой точки зрения: теоретической.
Итан Сигель на фоне гиперстены Американского астрономического общества в 2017 году, вместе с первым уравнением Фридмана, справа.
#МоёЛюбимоеУравнение
Первое уравнение Фридмана предсказывает скорость расширения Вселенной на основании её содержимого
Первое уравнение Фридмана получается у нас, если начать со Вселенной, равномерно заполненной материей, излучением и всеми остальными формами энергии. Единственные используемые здесь предположения – Вселенная изотропна (одинаковая во всех направлениях), гомогенна (имеет одинаковую плотность повсюду) и подчиняется Общей теории относительности. Приняв это, вы получаете взаимоотношение величины H, скорости Хаббла (слева) и различных форм материи и энергии Вселенной (справа):
Первое уравнение Фридмана, как его обычно записывают сегодня. Левая часть определяет скорость расширения и эволюцию пространства-времени, а правая включает все различные формы материи и энергии, а также пространственную кривизну
Что интересно, с расширением Вселенной плотности материи, излучения и энергии могут меняться. К примеру, с расширением Вселенной увеличивается её объём, но общее количество частиц остаётся неизменным. Это означает, что в расширяющейся Вселенной:
Как материя (вверху), излучение (в середине) и космологическая константа (внизу) развиваются со временем в расширяющейся Вселенной
Вселенная с большей плотностью энергии расширяется быстрее. И наоборот, вселенная с меньшей плотностью энергии расширяется медленнее. С возрастом Вселенная расширяется: при расширении материя и излучение становятся менее плотными; с уменьшением плотности уменьшается и скорость расширения. В любой момент времени скорость расширения определяет значение постоянной Хаббла. В далёком прошлом скорость расширения была гораздо больше, а сегодня – наименьшая.
Различные компоненты и вклады в плотность энергии Вселенной, и периоды их доминирования. Если бы космические струны или стены доменов существовали в каком-то значимом количестве, они вносили бы существенный вклад в расширение Вселенной. Могут даже быть и какие-то другие компоненты Вселенной, которых нам уже больше не видно, или которые ещё только собираются проявить себя! К сегодняшнему моменту тёмная энергия доминирует, материя достаточно важна, а излучением можно пренебречь.
Так почему же очень удалённые галактики подчиняются этому прямолинейному соотношению? Потому, что весь свет, прибывающий к нашим глазам, от света, испущенного соседней галактикой, до света, испущенного галактикой, находящейся в миллиардах световых лет от нас, к моменту подхода к нам достигает возраста в 13,8 млрд лет. Ко времени прихода света всё во Вселенной прожило ту же самую постоянно меняющуюся Вселенную, что и мы. Постоянная Хаббла в прошлом, когда была испущена большая часть света, была выше, но на то, чтобы этот свет прибыл к нашим глазам, ушло миллиарды лет.
Свет может быть испущен с разной длиной волны, но расширение Вселенной растянет его в пути. Свет, испущенный галактикой 13,4 млрд лет назад в ультрафиолете, будет сдвинут в инфракрасный диапазон.
Со временем Вселенная расширялась, а значит, длина волны света увеличивалась. Тёмная энергия стала достаточно важной лишь в последние 6 млрд лет, и мы дошли до момента, когда она довольно быстро становится единственным компонентом Вселенной, влияющим на скорость её расширения. Если бы мы вернулись в то время, когда Вселенная была в два раза моложе, то скорость расширения была бы на 80% больше сегодняшней. А когда Вселенной было 10% от текущего возраста, скорость расширения была в 17 раз больше, чем сегодня.
Когда Вселенная станет в десять раз старше, чем сегодня, её скорость расширения составит 18% от сегодняшней.
Голубым закрашен диапазон возможных неопределённостей того, как плотность тёмной энергии может отклоняться в прошлом и будущем. Данные указывают на наличие истинной космологической «константы», но другие возможности пока никто не отверг. К сожалению, преобразование материи в излучение не может быть кандидатом на тёмную энергию; в результате его то, что раньше вело себя, как материя, просто ведёт себя, как излучение.
Всё из-за наличия тёмной энергии, ведущей себя, как космологическая константа. В далёком будущем материя и излучение станут относительно неважными по сравнению с тёмной энергией, а значит, плотность энергии Вселенной будет оставаться постоянной. В таких условиях скорость расширения достигнет устойчивой и конечной величины, и таким и останется. В далёком будущем постоянная Хаббла станет постоянной не только в пространстве, но и во времени.
В далёком будущем, измерив скорость и расстояние до всех видимых объектов, мы получим одинаковый наклон этой линии повсюду. Постоянная Хаббла станет истинно постоянной.
Относительная важность различных компонентов энергии Вселенной в различное время в прошлом. Когда тёмная энергия приблизится в будущем к отметке в 100%, плотность энергии Вселенной будет оставаться постоянной на сколь угодно большом промежутке времени.
Если бы астрономы точнее обращались со словами, они назвали бы H параметром Хаббла, а не постоянной Хаббла, поскольку она меняется со временем. Но несколько поколений подряд мы могли измерять относительно небольшие расстояния, и H казалась постоянной, поэтому мы не стали её переименовывать. Нам приходится лишь уточнять, что H это функция времени, и только сегодня – когда мы называем её H0 — она постоянна. На самом деле параметр Хаббла изменяется со временем, и остаётся постоянным только по всему пространству. Но если бы мы дожили до далёкого будущего, мы увидели бы, что H в какой-то момент перестаёт меняться. Сегодня мы можем тщательно разделять реальные постоянные величины и те, что меняются со временем, но в далёком будущем благодаря тёмной энергии этой разницы уже не будет.
Постоянная Хаббла возвращает различные результаты по неизвестной причине
Текущая скорость этого расширения называется постоянной Хаббла или H0, и это одно из фундаментальных измерений Вселенной.
Это может быть проблема с калибровкой наших методов измерения, которые мы используем для выяснения космических расстояний (подробнее о них чуть позже). Это может быть и какое-то неизвестное свойство темной энергии.
Или, возможно, наше понимание фундаментальной физики неполно. Чтобы решить эту проблему, вполне может потребоваться прорыв, за который полагаются Нобелевские премии.
Итак, с чего начнем?
Основы
Художественное представление распределения темной материи во Вселенной. Фото: NASA
Эта комбинация необходима, потому что расширение Вселенной ускоряется. То, что находится дальше от нас, кажется, удаляется быстрее. Гипотетически, если бы мы обнаружили, что галактика на расстоянии 1 мегапарсека удалялась со скоростью 10 км/с, а галактика на расстоянии 10 мегапарсек, казалось, удалялась со скоростью 100 км/с, мы могли бы описать это соотношение как 10 км/с на мегапарсек.
Другими словами, определение пропорционального соотношения между тем, насколько быстро галактики удаляются от нас (км/с) и насколько они далеко (Мпк), дает нам значение H0.
Если бы только был простой способ все это измерить.
Космологи разработали несколько способов определения постоянной Хаббла, но есть два основных метода. В них используются либо стандартные линейки, либо стандартные свечи.
Скорость и расстояние (из бумаг Хаббла 1929 года).
Стандартные линейки основаны на сигналах времен ранней Вселенной, названных Эпохой рекомбинации. После Большого взрыва Вселенная была такой горячей и плотной, что атомы не могли образоваться. Вместо этого существовал только горячий непрозрачный плазменный туман и после примерно 380 000 лет охлаждения и расширения эта плазма наконец начала рекомбинировать в атомы.
Колебания температуры реликтового излучения представляют собой расширения и сжатия в ранней Вселенной и должны быть включены в расчеты, которые позволят нам сделать вывод об истории расширения нашей Вселенной.
Второй сигнал называется барионными акустическими колебаниями, и он является результатом сферических акустических волн плотности, которые распространялись через плазменный туман ранней Вселенной и останавливались в Эпоху рекомбинации.
Расстояние, которое акустическая волна могла пройти за этот период времени, составляет примерно 150 мегапарсек; это обнаруживается в изменениях плотности на протяжении всей истории Вселенной, обеспечивая «линейку» для измерения расстояний.
И стандартные линейки, и стандартные свечи настолько точны, насколько это возможно. И оба они возвращают разные результаты при использовании для вычисления постоянной Хаббла.
Ни у одного из этих результатов не может быть допустимой погрешности, которая может даже приблизиться к сокращению разрыва между ними.
История разрыва
Астрономы Александр Фридман и Жорж Леметр впервые заметили, что Вселенная расширяется еще в 1920-х годах. К 1929 году Эдвин Хаббл рассчитал скорость расширения на основе стандартных свечей, называемых переменными звездами цефеид, которые периодически меняются по яркости. Поскольку время изменчивости связано с внутренней яркостью этих звезд, они являются отличным инструментом для измерения расстояний.
Но калибровка расстояний была не совсем правильной, что привело к измерению космических расстояний. Таким образом, первые расчеты вернули H0 около 500 километров в секунду на мегапарсек.
Такой постоянная Хаббла оставалась примерно до 1950-х годов, когда немецкий астроном Вальтер Бааде обнаружил, что существует два типа переменных звезд-цефеид, что позволило уточнить расчет постоянной Хаббла. Он был снижен до 100 (км/с) / Мпк.
По мере того, как наши технологии, методы и понимание становились все более совершенными, росли и вычисления постоянной Хаббла, а также наша уверенность в них.
Но космологам еще предстоит выяснить, в чем причина этого несоответствия. Наиболее очевидной проблемой будет проблема калибровки, но ее источник остается неуловимым.
Несколько разных команд, например, вычислили H0 из реликтового излучения на основе измерений, полученных космической обсерваторией Planck. Возможно, проблема заключается в нашей интерпретации данных. Но исследование реликтового излучения 2019 года, проведенное другим инструментом, Космологическим телескопом Атакама, согласилось с данными Planck.
Кроме того, расчеты H0 по барионным акустическим колебаниям, измеренным совершенно другим прибором, Sloan Digital Sky Survey, дали тот же результат.
Другие попытки решить проблему связаны с осмыслением самого пространства, которое нас окружает.
Гипотеза пузыря Хаббла, например, основана на идее, что Млечный Путь расположен в «пузыре» относительно низкой плотности во Вселенной, окруженном материалом более высокой плотности. Гравитационный эффект этого материала с более высокой плотностью будет притягивать пространство внутри пузыря, в результате чего локальное пространство расширяется с большей скоростью, чем ранняя Вселенная.
Однако даже если бы все вышеперечисленное действительно усугубляло проблему, это вряд ли дало бы 9,4% несоответствия.
Может быть, виновата физика?
Практически во всех других отношениях наши космологические модели работают замечательно. Таким образом, если вы попытаетесь изменить один из основных компонентов постоянной Хаббла, что-то еще может сломаться.
Возможно, есть что-то, чего не учитывает общая теория относительности. Это было бы дико: теория Эйнштейна выдержала одно испытание за другим, но мы не можем сбрасывать со счетов такую возможность.
Естественно, есть и другие возможности, например неизвестная темная энергия. Мы не знаем, что такое темная энергия, но, похоже, это фундаментальная сила, ответственная за отрицательное давление, ускоряющее расширение нашей Вселенной.
«Если бы появилась новая физика и если бы она потребовала модификации общей теории относительности, это определенно стало бы прорывом в области физики на уровне Нобелевской премии».
Единственный путь вперед
Во-первых, космологи могут работать с текущими данными, которые у нас уже есть, по стандартным свечам и стандартным линейкам, дополнительно уточняя их и еще больше сокращая планки ошибок. В дополнение к этому мы также можем получить новые данные.
Коллесс, например, работает над проектом в Австралии, используя передовой инструмент TAIPAN, недавно установленный в обсерватории Сайдинг-Спринг. Эта команда будет исследовать миллионы галактик в локальной Вселенной, чтобы измерить барионные акустические колебания как можно ближе к нам, чтобы учесть любые проблемы измерения, вызванные расстоянием.
Итак, если TAIPAN даст тот же объем, возвращающий H0, равный 67 километрам в секунду на мегапарсек, проблема может заключаться в наших стандартных свечах.
С другой стороны, если результаты будут ближе к 74 километрам в секунду на мегапарсек, это будет означать, что стандартные свечи более надежны.
По-прежнему трудно измерить постоянную Хаббла с помощью гравитационных волн. Но первоначальные расчеты многообещающие. В 2017 году столкновение нейтронных звезд позволило астрономам сузить его до примерно 70 (км/с) / Мпк с полосами ошибок, достаточно большими с обеих сторон, чтобы покрыть как 67, так и 74, а затем и некоторые из них.
Это, по словам Дэвис, было потрясающе.
В любом случае, это войдет в историю. Новая физика, конечно, была бы потрясающей, но ошибка в шкале расстояний потрясла бы астрономию. Это может означать, что мы чего-то не понимаем о сверхновых типа Ia или о том, как развиваются звезды.
Каким бы образом он не исчез, решение проблемы напряженности Хаббла окажет влияние на всю астрономическую науку.