В 1915 году общая теория относительности Эйнштейна дала нам совершенно новую теорию гравитации, основанную на геометрической концепции искривлённого пространства-времени. Материя и энергия сообщали пространству, как ему искривляться; искривлённое пространство сообщало материи и энергии, как им двигаться. К 1922 году учёные обнаружили, что если равномерно заполнить Вселенную материей и энергией, она не сможет оставаться статичной, а будет либо расширяться, либо сжиматься. К концу 1920-х годов благодаря наблюдениям Эдвина Хаббла мы обнаружили, что наша Вселенная расширяется, и впервые измерили скорость её расширения.
Однако по пути к точному определению этой скорости мы наткнулись на препятствие – две различных техники измерения дают несовпадающие результаты. Это может свидетельствовать о наличии новой физики. Но может существовать и более простое решение, о котором никто не хочет говорить.
Противоречие в следующем: когда мы наблюдаем удалённую галактику, мы видим её в прошлом. Но не всё так просто – посмотрели на свет, которому понадобился миллиард лет на то, чтобы прибыть к нам, и заключили, что галактика находится в миллиарде лет от нас. Вместо этого галактика окажется ещё дальше.
Почему? Потому, что пространство, составляющее Вселенную, расширяется. Это предсказание ОТО, впервые осознанное в 1920-х, а затем подтверждённое наблюдениями Эдвина Хаббла несколько лет спустя, стало краеугольным камнем современной космологии.
Самый большой вопрос – как это измерить. Как измерить расширение Вселенной? Все методы неизменно базируются на одних и тех же общих правилах:
- Выберем точку в прошлом Вселенной, которую можно пронаблюдать.
- Измерим те свойства этой точки, которые можем измерить.
- Подсчитаем, как Вселенной надо было расширяться с тех пор и по сей день, чтобы воспроизвести наблюдения.
Так работает множество методов, от наблюдения за близлежащими частями Вселенной, до объектов, находящихся в миллиардах световых лет от нас.
Многие годы росло определённое несоответствие. Два различных метода измерений – один – использующий космическую шкалу расстояний, другой – использующий первый наблюдаемый свет во Вселенной, дают взаимно противоречивые результаты. Из этой борьбы может следовать очень серьёзная проблема – мы как-то неправильно описываем Вселенную.
Но есть ещё одно объяснение, гораздо более простое, чем идея о том, что со Вселенной что-то не то, или что нам нужна новая физика. Возможно, что один или несколько методов имеют систематические ошибки: внутреннее несовершенство, которое никто не заметил, влияющее на его результаты. И любой из методов может быть несовершенным. Вот, как это может произойти.
Шкала космических расстояний – старейший метод вычисления расстояний до удалённых объектов. Мы начинаем, измеряя расстояние до чего-то не очень далёкого: к примеру, до Солнца. Затем мы проводим прямые измерения удалённых звёзд, используя движение Земли вокруг Солнца – этот метод известен, как параллакс – чтобы подсчитать расстояния до них. Среди этих звёзд некоторые будут переменными, в частности, цефеидами, которые мы можем измерять как в ближайших, так и в удалённых галактиках, а в некоторых галактиках будут происходить такие события, как сверхновые типа Ia, являющиеся одними из наиболее удалённых объектов.
Проведя все эти измерения, мы можем высчитать расстояния до галактик, находящихся в миллиардах световых лет от нас. Совместив это с легко измеряемым красным смещением, мы приходим к измерению скорости расширения Вселенной.
Именно так была открыта тёмная энергия, и наши лучшие измерения по космической шкале расстояний дают нам скорость расширения в 73,2 км/с/Мпк, с погрешностью не более 3%.
Однако.
Единственная ошибка на любом шаге этого процесса распространяется на все последующие ступеньки. Мы можем быть уверены в том, что расстояние от Земли до Солнца измерено правильно, но измерения параллакса сейчас уточняются при помощи миссии Гайя, и их неопределённость достаточно высока. У цефеид могут оказаться дополнительные переменные, что исказит результаты. А недавно было показано, что сверхновые Ia немного варьируются – в пределах 5% – от того, что считалось ранее. Возможность наличия ошибки – наиболее пугающая для многих учёных, работающих над космической лестницей расстояний.
С другой стороны, у нас есть данные измерений состава и скорости расширения Вселенной с самого раннего из возможных её изображений: с реликтового излучения. Крохотные флуктуации температуры порядка 1/30 000 демонстрируют совершенно определённую картину на всех масштабах, от крупнейших, охватывающих всё небо, и до участков размером 0,07°, где разрешение ограничено фундаментальной астрофизикой Вселенной.
На основе полного набора данных миссии Планк мы имеем точные результаты измерений состава Вселенной и её расширения в течение её существования. Вселенная на 31,5% состоит из материи (4,9% – нормальная материя, остальное – тёмная материя), на 68,5% из тёмной энергии, и на 0,01% из излучения. Скорость расширения Хаббла определяется равной 67,4 км/с/Мпк, с погрешностью порядка 1%. И это создаёт невероятную напряжённость по отношению к результатам, полученным от космической шкалы расстояний.
Кроме того, у нас есть ещё одно измерение далёкой Вселенной, дающее ещё один результат, на основании того, как галактики скапливаются вместе на крупных масштабах. Взяв любую галактику, мы можем задать простой по виду вопрос: какова вероятность найти другую галактику на определённом расстоянии от этой?
На основе того, что нам известно о тёмной материи и нормальной материи, вероятность найти галактику на расстоянии в 500 млн световых лет от другой выше, чем на расстояниях в 400 или 600 млн световых лет. Это сегодняшний результат, и поскольку в прошлом Вселенная была меньше, шкала расстояний, соответствующая этой вероятности, менялась с расширением Вселенной. Этот метод известен, как обратная шкала расстояний, и даёт нам третий способ измерения расширения Вселенной. Он также даёт величину порядка 67 км/с/Мпк, с небольшой погрешностью.
Возможно, что в обеих этих методах тоже есть ошибки. В частности, многие параметры связаны друг с другом, и если увеличить один, придётся уменьшать или увеличивать другие. Хотя данные с Планка говорят о скорости расширения в 67,4 км/с/мПк, она может быть выше, например, 72 км/с/Мпк. Если так, это просто означало бы, что нам надо меньше материи (26% вместо 31,5%), больше тёмной энергии (74% вместо 68,5%) и больший скалярный спектральный индекс (ns) для описания флуктуаций плотности (0,99 вместо 0,96).
Это считается крайне маловероятным, но демонстрирует, как одна небольшая ошибка при нашей невнимательности может не давать этим независимым измерениям сходиться.
У космологии появится много проблем, если команды, измеряющие реликтовое излучение и обратную космическую шкалу расстояний, ошибутся. Во Вселенной, если верить нашим сегодняшним измерениям, не должно быть низкой плотности тёмной материи или высокого скалярного спектрального индекса, логически следующих из высокого значения константы Хаббла. Если это значение на самом деле окажется близким к 73 км/с/Мпк, мы вплотную подойдём к космической революции.
С другой стороны, если ошибается команда, считающая космическую шкалу расстояний, виной чему любая из ступенек этой лестницы, кризиса удастся избежать. Одну систематику мы проглядели, и когда с ней разберутся, все кусочки космической головоломки лягут на свои места. Возможно, скорость расширения Хаббла лежит где-то между 66,5 и 68 км/с/Мпк, и нам нужно лишь определить одну астрономическую ошибку, чтобы попасть в этот диапазон.
Возможность того, что нам потребуется капитально пересмотреть многие из наиболее интересных выводов, достигнутых нами за последние два десятилетия, вполне увлекательна, и стоит того, чтобы её тщательно изучить. Обе группы могут оказаться правыми, и может существовать физическая причина того, почему измерения ближних расстояний искажаются по отношению к измерению дальних. Обе группы также могут ошибаться.
Но это несоответствие может оказаться астрономическим эквивалентом плохо вставленного кабеля в эксперименте OPERA. У группы измерений космической шкалы расстояний может выявиться ошибка, а наши крупномасштабные космологические измерения могут быть точными. Это будет самое простое разрешение этой интереснейшей саги. Но до тех пор, пока не выйдут критически важные данные, мы этого не узнаем. А пока наше научное любопытство требует исследований. Ведь на кону не меньше, чем сама Вселенная.
