Почему скорость света не ограничивает расширение вселенной?

В одном из самых значительных открытий XX века мы узнали, что Вселенная не является просто статичным, неизменным фоном, а пространство само расширяется с течением времени. Как будто сама ткань Вселенной растягивается, так что далекие объекты удаляются друг от друга все дальше и дальше. Мы видим это явление во всех направлениях и во всех местах в космосе, когда смотрим за пределы Местной группы. И тем не менее, почти через 100 лет после того, как все было разработано, это все еще остается загадочным, контринтуитивным явлением, даже для экспертов в области астрономии и астрофизики.

Визуальная история расширяющейся Вселенной включает в себя горячее и плотное состояние, известное как Большой взрыв, а также последующий рост и формирование структуры. Полный набор данных, включая наблюдения за легкими элементами и космическим микроволновым фоном, оставляет только Большой взрыв в качестве действительного объяснения всего, что мы видим. По мере расширения Вселенной она также охлаждается, позволяя формироваться ионам, нейтральным атомам и, в конечном итоге, молекулам, газовым облакам, звездам и, наконец, галактикам. Без Хиггса, придающего массу частицам Вселенной на очень ранней, горячей стадии, ничего из этого было бы невозможно.

Естественно задаться вопросом, если Вселенная расширяется, насколько быстро расширяется пространство? Это хочет знать наш подписчик, спрашивая:

"Привет! Не могли бы вы помочь мне понять, насколько быстро расширяется пространство по сравнению со светом — на понятном языке? (Эта идея мегапарсека слишком сложна для меня.) Это примерно в 2 раза быстрее скорости света? В 100 раз? И т.д."

Обычно, когда мы думаем о расширении чего-либо, мы думаем в терминах скорости. И мы можем это сделать, если захотим, но ответ будет разным для каждого конкретного объекта, на который мы смотрим. Вот почему.

Эта упрощенная анимация показывает, как красное смещение света и как изменяются расстояния между несвязанными объектами со временем в расширяющейся Вселенной. Обратите внимание, что объекты изначально находятся ближе, чем время, необходимое свету для перемещения между ними, свет краснеет из-за расширения пространства, и две галактики в конечном итоге оказываются гораздо дальше друг от друга, чем путь, пройденный светом фотоном, обмениваемым между ними. Расширяющаяся Вселенная позволяет галактикам до 15 миллиардов световых лет за пределами нашего настоящего космического горизонта в конечном итоге стать видимыми, даже несмотря на то, что все меньше и меньше галактик становятся доступными.

Когда вы берете любой объект, обнаруживаемый через науку астрономии, вы всегда измеряете какую-то форму энергии — обычно свет — который либо излучается, либо поглощается объектом. Объекты, нагретые до определенной температуры, например звезды, будут излучать свет с определенным спектром, охватывающим ряд длин волн. Объекты, состоящие из электронов, связанных с атомными ядрами, такие как атомы, ионы или молекулы, будут излучать и/или поглощать свет только на определенных длинах волн: длинах волн, которые диктуются конкретными квантовыми переходами, которые разрешены.

Поскольку законы физики одинаковы везде во Вселенной, включая другие звезды и галактики, вы можете предположить, что те же самые атомные и молекулярные переходы, которые мы наблюдаем в лабораторных экспериментах здесь, на Земле, также появятся для любого астрономического объекта, который мы смотрим. Если там есть водород, вы можете ожидать увидеть те же линии излучения и/или поглощения в спектре далекого объекта, которые вы видите на Земле.

Разумной отправной точкой для проверки этого предположения было бы взглянуть на Солнце, а затем на другие звезды (или коллекции звезд), чтобы увидеть, насколько хорошо это работает.

Спектр видимого света Солнца, который помогает нам понять не только его температуру и ионизацию, но и содержание присутствующих элементов. Длинные и толстые линии — это водород и гелий, но каждая вторая линия — это тяжелый элемент, который, должно быть, был создан в звезде предыдущего поколения, а не в результате горячего Большого взрыва.

Когда мы разлагаем свет от нашего Солнца на различные длины волн, которые его составляют, мы занимаемся наукой спектроскопии. Мы легко можем видеть отпечатки многих различных элементов и определять линии, которые там есть, с конкретными переходами в атомах с разным количеством протонов в их ядрах.

Вот важное, что вы должны понять: когда мы смотрим на поглощение и/или излучение других объектов во Вселенной, они состоят из тех же элементов, что и наше Солнце и Земля. Атомы, которые они содержат, поглощают и излучают свет с той же физикой, что и атомы, которые мы знаем, и, следовательно, они излучают и поглощают свет тех же длин волн и частот, что и атомы, с которыми мы взаимодействуем.

Но когда мы наблюдаем свет от других объектов во Вселенной, мы практически никогда не видим точно тех же длин волн и частот, которые мы видим от света, генерируемого в лаборатории или нашим Солнцем. Вместо этого спектральные линии, которые мы видим, систематически смещаются относительно друг друга в зависимости от того, на какой объект мы смотрим. Более того, каждая отдельная линия, принадлежащая конкретному объекту, будет смещена точно на тот же коэффициент, когда мы на нее смотрим.

Как впервые отметил Весто Слифер в 1910-х годах, некоторые из объектов, которые мы наблюдаем, показывают спектральные признаки поглощения или излучения определенных атомов, ионов или молекул, но с систематическим смещением к красному или синему концу светового спектра. В сочетании с измерениями расстояния до этих объектов, эти данные привели к первоначальной идее о расширяющейся Вселенной: чем дальше галактика, тем больше ее свет кажется красному нашим глазам и приборам.

Существует три основных фактора, которые могут вызвать такое смещение, и в принципе каждый объект может испытывать все три из них.

Есть разница в гравитационном потенциале между местом, где свет был излучен, и местом, где он поглощен. Когда вещи движутся глубже в гравитационную "яму", свет приобретает энергию и смещается к более коротким длинам волн: к синему смещению. Когда вещи поднимаются на гравитационный "холм", свет теряет энергию и смещается к более длинным волнам: к красному смещению. Это предсказывается в рамках Общей теории относительности, поскольку кривизна пространства не только указывает материи, как двигаться, но и говорит свету и всем формам излучения, как смещаться.

Также существует относительное движение между источником и наблюдателем: то, что мы обычно знаем как доплеровское смещение. Мы чаще всего испытываем это со звуком. Когда транспортное средство, излучающее звук — например, полицейская машина, мороженщик или любитель громкого баса — движется к вам, звук, который вы слышите, имеет более высокий тон. Когда оно удаляется от вас, звук имеет более низкий тон. То же самое происходит со светом и со всеми волнами: если источник и наблюдатель движутся друг к другу, свет, который видит наблюдатель, будет синим смещением, а если они относительно удаляются друг от друга, свет, который видит наблюдатель, будет красным смещением.

Объект, движущийся со скоростью, близкой к скорости света и излучающий свет, будет излучать свет, сдвинутый в зависимости от местоположения наблюдателя. Кто-то слева увидит, что источник удаляется от него, и, следовательно, свет будет смещен в красную сторону; кто-то справа от источника увидит, что он сдвинут в синий цвет или сдвинут в сторону более высоких частот по мере движения источника к нему.

И наконец, есть эффект расширяющейся Вселенной. По мере того как свет проходит через Вселенную, каждый отдельный фотон — квант, из которого состоит весь свет — имеет определенную длину волны, и эта длина волны определяет энергию фотона. Если Вселенная расширяется, длина волны этого света также растягивается, вызывая красное смещение; аналогично, если Вселенная сжимается (что тоже допускается, но не наблюдается), длина волны сжималась бы, вызывая синее смещение.

Если вы хотите понять, как расширяется Вселенная, то перед вами ясная задача. Вы должны наблюдать большой набор объектов в разных направлениях и на разных расстояниях и измерять кумулятивное красное (или синее) смещение каждого из них. Затем вам нужно наилучшим образом картографировать Вселенную и использовать эту информацию для вывода эффектов как гравитационного красного/синего смещения, так и эффектов движения отдельных объектов относительно вас. То, что останется, когда вы учтете все остальное, представляет собой эффекты расширения Вселенной.

Всякий раз, когда галактика излучает свет, свет, который в конечном итоге видит наблюдатель, будет иметь другой набор свойств и длин волн, чем когда этот свет был впервые излучен, из-за двух свойств: относительного движения источника света к наблюдателю, а также расширения Вселенной, происходящего между источником и наблюдателем. Чем больше расстояние до галактики, тем больше наблюдаемое красное смещение, а также больше наблюдаемое замедление времени, так как сигнал, который получает наблюдатель, будет «растянут» во времени.

Так что же мы узнаем, когда делаем именно это? Несколько вещей, которые могут вас заинтересовать, включая следующее:

• Для объектов поблизости — в пределах нескольких десятков миллионов световых лет — доминируют эффекты локального движения. Нельзя надежно измерить расширение Вселенной, глядя только на объекты в нашем собственном окружении.
• Объекты, которые гравитационно связаны вместе, включая звезды, звездные системы, звездные скопления, шаровые скопления, отдельные галактики и даже связанные группы и скопления галактик, не испытывают эффектов расширяющейся Вселенной.
• Гравитационное красное и синее смещение, к счастью, является в основном незначительным эффектом, проявляющимся с магнитудой, универсально намного меньше даже 1% от общего измеренного эффекта.
• Но на больших космических масштабах, что переводится в объекты, находящиеся на относительно больших расстояниях от нас (сотни миллионов, миллиарды или даже десятки миллиардов световых лет), расширение Вселенной — это единственный эффект, который имеет значение.

Это лучший метод измерения того, как расширяется пространство, по мере того как Вселенная развивается с течением космического времени: смотреть на все эти объекты, разбросанные по Вселенной, игнорировать ближайшие, и на основе средних данных определять, как расширяется Вселенная.

Оригинальные наблюдения Хаббла за расширением Вселенной в 1929 году, за которыми последовали более детальные, но также неопределенные наблюдения. График Хаббла ясно показывает связь между красным смещением и расстоянием с лучшими данными по сравнению с его предшественниками и конкурентами; современные аналоги заходят гораздо дальше. Обратите внимание, что особые скорости всегда присутствуют, даже на больших расстояниях, но общая тенденция важна.

Все это началось в 1923 году, когда Эдвин Хаббл измерил расстояние до первой галактики за пределами нашей собственной: Андромеды. В течение следующих нескольких лет он не только измерял расстояние до многих таких галактик, но и сочетал их с предыдущими наблюдениями за тем, как свет от этих галактик в целом был либо красным, либо синим смещением. Работая с своими предварительными данными, Жорж Леметр в 1927 году опубликовал статью, в которой пришел к выводу, что Вселенная расширяется, и впервые измерил скорость расширения. На следующий год, независимо, Говард Робертсон сделал почти то же самое. Но только когда сам Хаббл вместе со своим ассистентом Милтоном Хьюмасоном опубликовали свою статью в 1929 году, широкое астрономическое сообщество начало обращать внимание на этот прорывной результат.

Самая важная часть этой истории — не конкретное значение, которое они измерили; самое важное — понимание того, что означает расширение Вселенной. Это означает, что для любых двух гравитационно несвязанных объектов во Вселенной пространство между ними расширяется со временем. Когда наблюдатель в одном из этих мест смотрит на другое, он видит свет, генерируемый в другом месте, кажется красным смещением к тому времени, когда он достигает его глаз. И чем дальше объект, на который они смотрят, тем больше кажется красное смещение света.

Множество различных классов объектов и измерений используются для определения взаимосвязи между расстоянием до объекта и его видимой скоростью удаления, которую мы получаем из относительного красного смещения его света относительно нас. Как вы можете видеть, от очень близкой Вселенной (внизу слева) до отдаленных мест на расстоянии более 10 миллиардов световых лет (вверху справа) это очень устойчивое соотношение красного смещения и расстояния продолжает сохраняться.

Когда мы задаём вопрос: «Как быстро расширяется Вселенная?», мы переводим одну причину красного смещения в другую. Мы знаем, что расширение Вселенной вызывает красное смещение; мы знаем, как движение двух объектов друг от друга вызывает красное смещение. Если вы хотите перевести расширение Вселенной в скорость, вам нужно спросить себя: «Исходя из красного смещения, которое я измеряю из-за того, что пространство расширяется, насколько быстро, с точки зрения относительной скорости отступления между источником и наблюдателем, должны были бы двигаться объекты, чтобы дать тот же результат для красного смещения?»

Ответ, удивительно, зависит от того, насколько далеко находится этот объект. Вот несколько примеров:

• Для объекта в 100 миллионов световых лет мы предполагаем скорость отступления 2150 км/с.
• Для объекта в 1 миллиард световых лет мы предполагаем скорость отступления 21,500 км/с.
• Для объекта в 5 миллиардов световых лет мы предполагаем скорость отступления 107,000 км/с.
• Для объекта в 14 миллиардов световых лет мы предполагаем скорость отступления 300,000 км/с: примерно скорость света.
• И для объекта в 33 миллиарда световых лет, текущий космический рекорд для самой далёкой галактики, мы предполагаем скорость отступления 708,000 км/с: более чем в два раза превышает скорость света.

Мы можем выполнить этот расчёт для любого объекта, находящегося на любом расстоянии, и для каждого конкретного расстояния мы получаем уникальную скорость отступления.

График очевидной скорости расширения (по вертикальной оси) против расстояния (по горизонтальной оси) согласуется с Вселенной, которая расширялась быстрее в прошлом, но где далёкие галактики сегодня ускоряют своё отступление. Это современная версия, простирающаяся на тысячи раз дальше, чем оригинальная работа Хаббла. Обратите внимание на то, что точки не образуют прямую линию, что указывает на изменение скорости расширения со временем. Тот факт, что Вселенная следует той кривой, которую она следует, указывает на наличие и доминирование в позднее время тёмной энергии.

По этой причине, обычно, мы не говорим о расширении Вселенной как о скорости. Вместо этого мы говорим о нём как о скорости на единицу расстояния. На каждые 3.26 миллиона световых лет расстояния свет дополнительно краснеет на примерно 70 км/с. Из исторических причин астрономы редко используют световые годы, а чаще говорят в терминах парсеков, где парсек составляет около 3.26 световых лет. Когда вы слышите термин «мегапарсек», сокращённо Mpc, просто переведите это в своей голове в «примерно три с четвертью миллиона световых лет». Наиболее распространённый способ выражения расширения Вселенной — в терминах километров в секунду на мегапарсек, или км/с/Мпк.

Сегодня у нас есть несколько различных способов измерения расширения Вселенной, и все они дают результаты, которые попадают в относительно узкий диапазон: от 67 до 74 км/с/Мпк. Существует много споров о том, находится ли истинное значение на верхнем или нижнем конце этого диапазона, и не связано ли это с каким-то новым физическим явлением, ответственным за то, почему разные методы, кажется, дают разные, взаимно несовместимые результаты. В настоящее время лучшие учёные мира ищут дополнительные, более качественные данные, чтобы попытаться узнать больше об этой загадке.

Размер нашей видимой Вселенной (желтый), а также объем, которого мы можем достичь (пурпурный), если сегодня отправимся в путешествие со скоростью света. Предел видимой Вселенной составляет 46,1 миллиарда световых лет, поскольку это предел того, насколько далеко окажется объект, излучающий свет, который только что достиг бы нас сегодня, после расширения от нас в течение 13,8 миллиардов лет. Все, что происходит прямо сейчас в радиусе 18 миллиардов световых лет от нас, в конечном итоге достигнет нас и повлияет на нас; ничего сверх этой точки не будет. Каждый год еще около 20 миллионов звезд пересекают порог достижимости и недостижимости.

Когда мы собираем все элементы этой головоломки, которые у нас есть сегодня, становится ясно, что существует определённое расстояние от нас, около 14 миллиардов световых лет, где расширение Вселенной толкает объекты на скорость, эквивалентную скорости света. Ближе к этому расстоянию объекты отдаляются от нас со скоростью, меньшей скорости света; дальше — удаляются быстрее света. На самом деле, эти объекты не движутся через Вселенную с этой скоростью, а пространство между связанными объектами расширяется. Эффект на свете одинаков — он растягивается и краснеет на идентичные величины — но физическое явление, вызывающее красное смещение, обусловлено расширением Вселенной, а не тем, что объект ускоряется через пространство.

Один из наиболее увлекательных аспектов этого явления заключается в том, что скорость расширения не остаётся постоянной, а изменяется в зависимости от плотности Вселенной: по мере того как Вселенная расширяется, она становится менее плотной, и, следовательно, скорость расширения с течением времени снижается. Даже при наличии тёмной энергии, некоторые из галактик, которые сейчас удаляются от нас быстрее, чем свет, на самом деле доступны для нас, даже если мы были бы ограничены в наших путешествиях скоростью света. Галактики, расположенные дальше 14 миллиардов световых лет, но менее чем в 18 миллиардов световых лет от нас, всё ещё находятся в нашей досягаемости, если мы отправимся достаточно скоро и будем двигаться достаточно быстро: содержат примерно столько же галактик, сколько расположено в пределах 14 миллиардов световых лет от нас. Вселенная не расширяется с определённой скоростью, но для любого объекта, на который вы смотрите, вы можете вычислить, насколько быстро он удаляется от нас. Всё, что вам нужно, — это измерить, насколько далеко он находится прямо сейчас.