UPDATE 12.10.2024 См. также:
Физики показали, что время может идти вспять
От хаотической инфляции до супергравитации в пересказе GPT-4o
Астрофизикам не удается снизить "хаббловское напряжение" в пересказе GPT-4o
Гипотеза о циклической Вселенной получила наблюдательную поддержку в пересказе GPT-4o, книга Николая Горькаового «Осциллирующая Вселенная»
END OF UPDATE
Ниже есть продолжение.
Постоянная Хаббла — это важная величина в астрофизике, которая показывает, с какой скоростью расширяется Вселенная. На протяжении почти ста лет ученые пытались точно определить ее значение разными методами. В начале XXI века казалось, что они достигли успеха, и значение постоянной было установлено в узком диапазоне. Однако в последние десять лет появились новые данные, которые показывают, что постоянная Хаббла может быть на 10% меньше, чем считалось ранее. Это расхождение получило название "хаббловское напряжение". Несмотря на множество гипотез, объясняющих это явление, проблема остается нерешенной. Недавние исследования, в том числе с использованием данных с космического телескопа Джеймса Уэбба, только усложнили ситуацию, так как они более точные.
Чтобы понять происхождение постоянной Хаббла, необходимо вернуться в конец 1920-х годов. В это время американский астроном Эдвин Хаббл и его ассистент Милтон Хьюмасон занимались изучением расстояний до космических туманностей. Именно в то время стало ясно, что эти туманности на самом деле являются отдельными галактиками. Они заметили, что эти галактики удаляются от нас, и измерили их скорости с помощью красного смещения — явления, когда свет от удаляющегося объекта становится более красным из-за эффекта Доплера. Хотя измерения расстояний были не очень точными, Хаббл обнаружил, что существует линейная зависимость между расстоянием до галактик и их скоростью удаления. В 1929 году он опубликовал статью, где описал эту зависимость. В 1931 году Хаббл и Хьюмасон подтвердили свои выводы, изучив другие галактики, некоторые из которых находились более чем в 100 миллионах световых лет от нас. Они установили, что скорость удаления галактик увеличивается примерно на 558 км/сек с каждым миллионом парсек расстояния. Это открытие стало основой для понимания расширения Вселенной.
Информация, собранная Эдвином Хабблом и Милтоном Хьюмасоном, привела к созданию знаменитой формулы ( $v=H_0d$ ), известной как закон Хаббла. В этой формуле ( v ) обозначает радиальную скорость галактики относительно Земли, ( d ) — расстояние до галактики, а ( H_0 ) — коэффициент пропорциональности, который имеет размерность, обратную времени. Этот коэффициент показывает, как быстро расширяется Вселенная. Однако сам Хаббл и многие его современники долгое время не придавали этому коэффициенту физического смысла.
Интересно, что еще в 1927 году бельгийский космолог Жорж Леметр, используя общую теорию относительности, предположил, что разлет галактик можно интерпретировать как свидетельство расширения Вселенной. Он математически вывел формулу, аналогичную будущему закону Хаббла, и, используя данные о скоростях и расстояниях до галактик, получил значение коэффициента, близкое к тому, что позже нашел Хаббл. Однако статья Леметра была опубликована на французском языке в малоизвестном бельгийском журнале и осталась незамеченной. Лишь в 1931 году, после перевода на английский, она стала известна широкой аудитории, включая, вероятно, и самого Хаббла. Таким образом, вклад Леметра в понимание расширения Вселенной был признан значительно позже.
История открытия и развития закона Хаббла гораздо сложнее, чем можно представить в кратком изложении. Она подробно описана в биографиях Эдвина Хаббла и Жоржа Леметра, которые вошли в книгу "Астрофизика в лицах" А. Е. Левина. В этой книге, на страницах 139–166 и 167–180, можно найти более детальное описание их вкладов в науку о космосе.
Теперь, оставив исторические аспекты, мы можем перейти к событиям двадцать первого века. В это время астрофизики столкнулись с новой проблемой, известной как "хаббловское напряжение". Это расхождение в значениях постоянной Хаббла, полученных разными методами, которое до сих пор не удалось объяснить. Современные исследования, включая данные с космического телескопа Джеймса Уэбба, только усложнили задачу, так как они более точные и выявляют еще больше несоответствий. Таким образом, несмотря на значительный прогресс в астрофизике, некоторые фундаментальные вопросы остаются открытыми, и ученым предстоит еще много работы, чтобы их разрешить.
Вселенная и закон Хаббла
Вселенная, в которой мы живем, является однородной и изотропной, что означает, что она выглядит одинаково во всех направлениях и в любом месте. С момента своего рождения она постоянно расширяется, и это расширение проявляется в увеличении расстояний между галактиками и их скоплениями, которые не связаны гравитационно. Однако, несмотря на это расширение, крупномасштабная структура Вселенной остается неизменной в своей однородности и изотропии, что можно назвать "вселенской демократией", где нет выделенных мест или направлений.
Математический анализ показывает, что такое однородное и изотропное пространство может существовать в трех формах: сферической, плоской (евклидовой) и гиперболической. Эти формы описываются метрикой Леметра-Фридмана-Робертсона-Уокера, которая имеет три варианта в зависимости от кривизны пространства. В сферической геометрии кривизна положительна, в евклидовой — нулевая, а в гиперболической — отрицательная. В математическом смысле, чем меньше кривизна, тем больше радиус кривизны.
Представьте себе поверхность огромного шара. Если шар очень большой, его поверхность будет казаться почти плоской, если смотреть на небольшой участок [локально]. Это потому, что радиус этого шара очень большой. Аналогично, если кривизна Вселенной близка к нулю, это означает, что радиус кривизны очень большой.
Наблюдения показывают, что кривизна нашего пространства может быть отлична от нуля, но она очень близка к нему. Это означает, что радиус кривизны Вселенной может быть конечным, но он значительно превышает размеры той части Вселенной, которую мы можем наблюдать. То есть, даже если пространство слегка изогнуто, эта изогнутость настолько мала, что мы не можем заметить её в пределах наблюдаемой части Вселенной.
Для описания расширения Вселенной используется масштабный фактор ( a(t) ), который увеличивается со временем. Сегодня принято считать, что этот фактор равен единице, а в прошлом, ближе к началу Вселенной, он стремился к нулю. Это отражает идею о том, что Вселенная начинала с очень маленьких размеров и постепенно расширялась до нынешнего состояния.
Когда пространство расширяется, длины волн всех электромагнитных излучений, таких как свет, увеличиваются. Это происходит, когда излучение проходит через космос между объектами, которые не связаны гравитационно. Увеличение длины волны пропорционально росту масштабного фактора ( a(t) ).
Если световой квант (фотон) был испущен в прошлом в момент времени ( t ) и теперь достиг Земли, его длина волны увеличится по сравнению с первоначальной длиной в отношении ($\frac{1}{a(t)}$). Поскольку ( a(t) ) меньше единицы в прошлом, это отношение больше единицы. Этот эффект называется космологическим красным смещением.
Формула, описывающая это явление, выглядит следующим образом:
[ $\frac{\lambda_0}{\lambda(t)} = \frac{1}{a(t)}$ ]
где ($\lambda(t)$) — длина волны фотона в момент его испускания, а ($\lambda_0$) — длина волны того же фотона в момент, когда он наблюдается на Земле. В этой формуле единица в знаменателе указывает на текущее значение масштабного фактора, которое принято считать равным единице в нашу эпоху.
Это соотношение показывает, как расширение Вселенной влияет на длину волны света, увеличивая её по мере того, как свет путешествует через космос. Это увеличение длины волны является причиной космологического красного смещения, которое позволяет астрономам измерять расстояния до далеких галактик и изучать историю расширения Вселенной.
Продолжим. Космологическое красное смещение можно количественно описать с помощью параметра ( z ), который определяется как отношение прироста длины волны к её исходному значению:
[ $z = \frac{\lambda_0 - \lambda(t)}{\lambda(t)}$ ]
Этот параметр ( z ) является безразмерной функцией времени и также равен относительному изменению масштабного фактора:
[ $z = \frac{1 - a(t)}{a(t)}$ ]
Таким образом, ( $z(t)$ ) служит численной мерой космологического красного смещения. Из этого определения следует, что чем дальше от Земли находится источник фотонов, тем больше значение ( z ), и, следовательно, тем больше их красное смещение. Это связано с тем, что свет от более удаленных объектов путешествовал дольше и, следовательно, испытал большее расширение пространства. Этот параметр позволяет астрономам оценивать расстояния до далеких галактик и изучать динамику расширения Вселенной.
В космологии важным понятием является параметр Хаббла, обозначаемый как ( H(t) ). Этот параметр определяется как отношение производной масштабного фактора ( a(t) ) по времени к самому масштабному фактору в тот же момент времени:
[ $H(t) = \frac{\dot{a}(t)}{a(t)}$ ]
где ($\dot{a}(t)$) — производная масштабного фактора по времени, показывающая скорость изменения масштаба Вселенной.
Размерность параметра Хаббла обратна размерности времени, например, 1/секунда, если время измеряется в секундах. Это означает, что параметр Хаббла показывает, насколько быстро расширяется Вселенная в данный момент времени.
Современное значение этого параметра обозначается как ( H_0 ) и называется постоянной Хаббла. Оно характеризует текущую скорость расширения Вселенной и является ключевым параметром в космологии, используемым для оценки возраста и размера Вселенной, а также для понимания её динамики и эволюции.
Если момент испускания фотона ( t ) близок к текущему космическому времени ( t_0 ), или, другими словами, если источник света не слишком удален от Земли в космологических масштабах, то:
из [ $z = \frac{1 - a(t)}{a(t)}$ ] прибавив 1 к обоим частям получаем [ $1 + z = \frac{1}{a(t)}$ ]. Параметр Хаббла ( H(t) ) определяется как: [ $H(t) = \frac{\dot{a}(t)}{a(t)}$ ]
Если источник света находится близко, можно предположить, что изменение масштабного фактора за время ( t_0 - t ) невелико. В этом случае можно разложить ( a(t) ) в ряд Тейлора около ( t_0 ):
[ $a(t) \approx a(t_0) + \dot{a}(t_0) (t - t_0)$ ]
Поскольку ($ a(t_0) = 1$ ) (по определению), это упрощается до:
[ $a(t) \approx 1 + \dot{a}(t_0) (t - t_0)$ ]
Связь с красным смещением: Подставляя это приближение в выражение для красного смещения, получаем:
[ $1 + z \approx \frac{1}{1 + \dot{a}(t_0) (t - t_0)} \approx 1 - \dot{a}(t_0) (t - t_0)$ ]
Здесь мы использовали приближение ( $\frac{1}{1+x} \approx 1-x$ ) для малых ( x ).
Упрощение: Из этого следует, что:
[ $z \approx -\dot{a}(t_0) (t - t_0)$ ]
Поскольку ( $\dot{a}(t_0) = H_0$ ), мы получаем:
[ $z \approx H_0 (t_0 - t)$ ]
Это уравнение показывает, что для близких объектов красное смещение пропорционально времени, прошедшему с момента испускания света, что связано с расстоянием до объекта.
Итак, [ $z(t) = H_0 (t_0 - t)$ ]
Умножив обе части этого уравнения на скорость света ( c ), получаем:
[ $cz = H_0 c (t_0 - t)$ ]
Правая часть уравнения представляет собой произведение постоянной Хаббла ( H_0 ) и расстояния до источника излучения ( $d = c(t_0 - t)$ ), с учетом малых поправок. Таким образом, окончательное выражение:
[ $cz = H_0 d$ ]
Это и есть закон Хаббла, как он формулируется в астрономии и космологии. Он переходит в классическую формулу Хаббла ( $v = H_0 d$ ), если вспомнить, что согласно теории эффекта Доплера-Физо, величина красного смещения при взаимном удалении источника и приемника света дается формулой:
[ $z = \frac{v}{c}$ ]
Эта формула справедлива, если скорость удаления ( v ) значительно меньше скорости света. Таким образом, закон Хаббла связывает красное смещение с расстоянием до галактик и показывает, как расширение Вселенной влияет на наблюдаемые свойства света.
В системе единиц, где скорость света ( c = 1 ), закон Хаббла действительно упрощается до вида ( $z = H_0 d$ ). В этой системе единиц пространственная длина и время имеют одинаковую размерность, что упрощает математические выражения и расчеты.
Использование такой системы удобно, особенно в теоретической физике и космологии, поскольку позволяет избежать постоянного учета скорости света в уравнениях. Однако важно помнить, что это приближение применимо, когда величина красного смещения ( z ) не превышает примерно 0.1. Это связано с тем, что при больших значениях ( z ) необходимо учитывать нелинейные эффекты [следующие члены в ряде Тейлора], связанные с расширением Вселенной, и приближение становится менее точным.
Таким образом, в этой системе единиц закон Хаббла выражает простую линейную зависимость между красным смещением и расстоянием до объекта, что удобно для анализа близких объектов в космологических масштабах.
Постоянная Хаббла, ( H_0 ), может быть выражена в различных единицах, включая обратные секунды, что отражает её размерность как параметра скорости расширения Вселенной. Однако на практике её чаще всего выражают в единицах, которые восходят к исходной формуле Хаббла ( $v = H_0 d$ ). В этой формуле скорость разлета галактик ( v ) выражена в километрах в секунду, а расстояние ( d ) — в мегапарсеках. Поэтому постоянная Хаббла обычно измеряется в километрах в секунду на мегапарсек ($(км/сек)/Мпк$).
Эдвин Хаббл в своей работе с Милтоном Хьюмасоном в 1931 году оценил значение ( H_0 ) как 558 (${км/сек)/{Мпк$}), что оказалось завышенным. Позже, в 1958 году, американский астроном Аллан Сэндидж, известный своими точными телескопическими наблюдениями, определил более точное значение ( H_0 ) — 75 (${км/сек)/{Мпк$). С тех пор значение постоянной Хаббла многократно пересматривалось и уточнялось.
Эти пересмотры и уточнения привели к возникновению так называемого "хаббловского напряжения" (Hubble tension) — расхождению в значениях постоянной Хаббла, полученных разными методами. Это расхождение остается одной из актуальных проблем в современной космологии, так как разные методы измерения дают значения, которые не совпадают друг с другом, что указывает на возможные новые физические явления или необходимость пересмотра существующих моделей.
Исторически, космологическое красное смещение интерпретировалось через эффект Доплера, что было вполне объяснимо в контексте знаний того времени. Однако с современной точки зрения, эта интерпретация не всегда точна и не является необходимой. Космологическое красное смещение лучше понимать как следствие расширения пространства, а не просто как эффект движения источника света.
Для ясности, корректная запись закона Хаббла в современных терминах выражается формулой:
[ $cz = H_0 d$ ]
где ( c ) — скорость света, ( z ) — красное смещение, ( H_0 ) — постоянная Хаббла, и ( d ) — расстояние до галактики. В системе единиц, где скорость света ( c = 1 ), эта формула упрощается до:
[ $z = H_0 d$ ]
Эта формулировка подчеркивает, что красное смещение связано с расширением Вселенной, а не только с движением галактик относительно нас. Это понимание важно для точного описания космологических явлений и для интерпретации наблюдательных данных.
Определение точного значения постоянной Хаббла, обозначаемой как ( H_0 ), имеет огромное значение для астрономии и космологии, потому что она играет ключевую роль в понимании эволюции Вселенной. Космологические модели, которые описывают, как Вселенная развивалась с момента Большого взрыва, зависят от значения ( H_0 ).
Постоянная Хаббла ( H_0 ) описывает скорость расширения Вселенной в настоящий момент времени. Обратная величина ( $\frac{1}{H_0}$ ) дает нам приблизительную оценку возраста Вселенной, если бы она расширялась с этой скоростью постоянно. Это упрощение полезно для получения первого приближения, но для более точных расчетов необходимо учитывать изменения скорости расширения с течением времени.
Кроме того, если умножить обратную величину ( H_0 ) на скорость света, мы получим расстояние, которое свет мог бы пройти за это время. Это расстояние характеризует масштаб видимой части Вселенной, то есть насколько далеко мы можем заглянуть в космос. Это связано с тем, что свет от самых далеких объектов, которые мы можем наблюдать, начал свой путь вскоре после Большого взрыва. Таким образом, мы получили приблизительную оценку масштаба видимой части Вселенной, то есть насколько далеко мы можем заглянуть в космос.
Таким образом, точное значение ( H_0 ) помогает нам не только понять, как долго существует Вселенная, но и насколько она велика. Это делает его определение столь же важным для космологии, как измерение заряда и массы электрона для физики частиц. Эти фундаментальные параметры помогают нам понять основные законы, управляющие миром, и уточнение их значений позволяет строить более точные научные модели.
Оптические методы оценки H0
Определение постоянной Хаббла с помощью оптических методов, использующих фотометры на телескопах, кажется довольно простым. Основная идея заключается в том, чтобы найти во Вселенной множество объектов, которые находятся на не слишком больших расстояниях от нас и для которых эти расстояния надежно установлены. Затем, измерив их красные смещения с помощью спектрографов, можно вычислить ( H_0 ) с помощью простой арифметики.
Для самых близких объектов расстояния можно определить с помощью измерения их годичных параллаксов, что является чисто астрометрическим методом.
Годичный параллакс — это метод измерения расстояний до ближайших звезд, основанный на наблюдении их видимого смещения на фоне более далеких звезд в течение года. Это смещение происходит из-за движения Земли вокруг Солнца.
Когда Земля перемещается по своей орбите, положение звезды на небе кажется немного изменяющимся относительно более далеких звезд. Это изменение положения называется параллаксом. Годичный параллакс — это угол, под которым виден радиус орбиты Земли с расстояния до звезды. Чем ближе звезда, тем больше её параллакс.
Параллакс измеряется в угловых секундах, и его величина обратно пропорциональна расстоянию до звезды. Например, если параллакс звезды равен одной угловой секунде, то расстояние до неё составляет одну парсек (около 3.26 световых лет). Этот метод является основным для определения расстояний до звезд, находящихся в пределах нескольких сотен световых лет от Земли.
Для более удаленных объектов используются так называемые "стандартные свечи" — космические тела с известной светимостью. Одним из таких примеров являются переменные звезды, например, цефеиды, для которых установлены соотношения между периодами их изменения яркости и светимостью. Эдвин Хаббл в свое время использовал именно цефеиды для своих исследований.
Цефеиды — это тип переменных звезд, которые известны своей предсказуемой изменчивостью яркости. Они изменяют свою яркость в результате пульсаций, которые происходят из-за изменений в их объеме и температуре. Эти пульсации происходят с регулярными периодами, которые могут варьироваться от нескольких дней до нескольких недель. Самое важное свойство цефеид заключается в том, что существует прямая зависимость между периодом их пульсации и средней светимостью. Это называется "период-светимость" зависимостью. Благодаря этой зависимости, астрономы могут измерить период пульсации цефеиды и, зная эту зависимость, определить её светимость.
Многочисленные наблюдения цефеид привели к заключению, что значение постоянной Хаббла можно с хорошей точностью считать равным 73,1 ± 2,5 км/сек/Мпк. Это значение получено на основе оптических методов и является одним из ключевых в обсуждении "хаббловского напряжения", поскольку оно отличается от значений, полученных другими методами.
Сверхновые типа Ia имеют предсказуемую яркость из-за специфического механизма их возникновения. Они происходят в двойных звездных системах, где один из компонентов — белый карлик. Белый карлик накапливает материю от своей звезды-компаньона. Когда его масса достигает критического значения, известного как предел Чандрасекара (примерно 1.4 массы Солнца), белый карлик становится нестабильным и взрывается.
Этот предел массы является довольно универсальным, потому что он определяется физическими законами, управляющими поведением вырожденного электронного газа в белом карлике. Когда масса белого карлика приближается к этому пределу, давление вырожденного газа уже не может удерживать звезду от гравитационного коллапса, что приводит к взрыву.
Поскольку масса, при которой происходит взрыв, почти всегда одинакова, энергия, выделяемая в результате взрыва, также оказывается предсказуемой. Это делает светимость сверхновых типа Ia достаточно постоянной, чтобы их можно было использовать как "стандартные свечи" для измерения космических расстояний. Конечно, существуют небольшие вариации в яркости, но они могут быть учтены и скорректированы, что позволяет использовать эти сверхновые для точных астрономических измерений.
Хотя на словах всё может звучать просто, на практике калибровка сверхновых типа Ia, как и цефеид, связана с серьезными техническими трудностями. Например, необходимо учитывать влияние космической пыли, которая может искажать наблюдения, и множество других факторов. Эти сложности особенно важны, потому что открытие ускоренного расширения Вселенной в конце прошлого века было основано именно на наблюдениях сверхновых типа Ia. Без тщательного учета всех влияющих факторов это открытие было бы невозможно.
В процессе этих наблюдений астрономы накопили значительный опыт в работе со сверхновыми типа Ia, что позволило использовать их для более точного определения постоянной Хаббла. На сегодняшний день, согласно авторам обзора, самое точное значение постоянной Хаббла, полученное с помощью наблюдений сверхновых, составляет 73,29 ± 1,15 км/сек/Мпк. Это значение очень близко к оценке, полученной с использованием цефеид, что подтверждает надежность этих методов.
Еще один метод измерения космических расстояний связан с наблюдением звезд, находящихся на стадии красных гигантов. Чтобы понять, что это такое, можно рассмотреть будущее нашего Солнца. Через 5,4 миллиарда лет в ядре Солнца закончится водород, который превращается в гелий. Это приведет к потере гидростатической стабильности, и Солнце начнет расширяться, превращаясь в красный гигант.
Этот процесс займет около двух миллиардов лет. В результате радиус Солнца увеличится примерно в 250 раз, его светимость возрастет в 2700 раз, а температура атмосферы снизится до 2650 К. В это время значительно усилится солнечный ветер, что приведет к потере около 30% массы Солнца.
Красные гиганты, как и цефеиды, могут служить "стандартными свечами" для измерения расстояний, поскольку их светимость и другие характеристики можно предсказать на основе их стадии эволюции. Это делает их полезными для астрономов, изучающих структуру и эволюцию галактик, а также для определения постоянной Хаббла.
Когда Солнце превращается в красный гигант, его внешние слои расширяются, но при этом ядро сжимается. Это может показаться противоречивым, но на самом деле это связано с изменениями в балансе сил внутри звезды.
Когда в ядре Солнца заканчивается водород, который служит топливом для термоядерных реакций, давление, создаваемое этими реакциями, уменьшается. Это приводит к тому, что ядро начинает сжиматься под действием собственной гравитации. Сжатие ядра вызывает повышение его температуры и давления.
В то же время, энергия, выделяемая при сжатии ядра, нагревает окружающие слои звезды. Это приводит к тому, что внешние слои расширяются и охлаждаются, превращая звезду в красный гигант. Таким образом, сжатие ядра и расширение внешних слоев происходят одновременно, но в разных частях звезды.
Когда мы говорим о звездах на ветви красных гигантов, полезно рассмотреть будущее нашего Солнца как пример. Через 5,4 миллиарда лет в ядре Солнца закончится водород, который служит топливом для термоядерных реакций, и начнется превращение его в гелий. Это приведет к потере гидростатической стабильности, что означает, что баланс между давлением, создаваемым термоядерными реакциями, и гравитацией нарушится.
В результате этого нарушения ядро Солнца начнет сжиматься под действием гравитации, что приведет к его нагреву. В то же время, энергия, выделяемая при сжатии ядра, будет нагревать внешние слои звезды, заставляя их расширяться. Это расширение приведет к тому, что радиус Солнца увеличится примерно в 250 раз, превращая его в красный гигант. Светимость Солнца возрастет в 2700 раз, но температура его атмосферы снизится до 2650 К, что придаст ему красноватый оттенок.
В этот период значительно усилится солнечный ветер — поток заряженных частиц, исходящих от звезды. Это приведет к потере около 30% массы Солнца. Таким образом, хотя внешние слои звезды расширяются, ядро продолжает сжиматься и нагреваться, подготавливаясь к следующей стадии своей эволюции.
После того как Солнце станет красным гигантом, изменения продолжатся. Ядро Солнца будет продолжать сжиматься, и его температура будет расти. Примерно через 12 миллиардов лет температура ядра достигнет около ста миллионов кельвинов. Это приведет к началу взрывообразного термоядерного горения гелия, известного как гелиевая вспышка. В результате этого процесса гелий будет превращаться в углерод и кислород.
На этой стадии Солнце значительно уменьшится в размерах, сжавшись примерно в двадцать раз. Температура его поверхности повысится до 4770 К, и наше постаревшее светило изменит цвет с красного на оранжевый. Эти изменения в эволюции Солнца иллюстрируют, как звезды проходят через различные стадии, и помогают астрономам использовать такие звезды для изучения космических расстояний и эволюции галактик.
Фаза гелиевого горения в жизни Солнца будет относительно короткой, продолжаясь около ста миллионов лет. В это время в ядре Солнца происходит термоядерное горение гелия, который превращается в углерод и кислород. Одновременно вокруг ядра, в оболочке, продолжается дожигание водорода. Этот процесс способствует расширению внешних слоев звезды. Когда запасы гелия в ядре иссякнут, Солнце снова потеряет стабильность, и его внешние слои расширятся почти до прежнего максимального размера.
Температура Солнца в этот период упадет до 3100 кельвинов, и оно окажется на так называемой асимптотической ветви красных гигантов. На этой стадии звезда снова станет более холодной и яркой, как это было на предыдущей стадии красного гиганта. В конце концов, примерно через 30 миллионов лет, Солнце выбросит свои внешние оболочки в окружающее пространство, образуя планетарную туманность. Это красивое и яркое облако газа будет светиться за счет ультрафиолетового излучения от оставшегося горячего ядра. Само ядро превратится в углеродно-кислородный белый карлик, который будет медленно остывать на протяжении миллиардов лет. Это финальная стадия эволюции для звезд, подобных нашему Солнцу.
Таким образом, на стадии красного гиганта и последующих этапах эволюции звезды происходят сложные процессы горения, которые включают как водород, так и гелий, но в разных зонах звезды. Эти процессы определяют изменения в структуре и светимости звезды, приводя её к финальной стадии белого карлика.
В этом сценарии я опустил некоторые детали, но основное заключается в следующем. Чтобы в ядре звезды началось горение гелия, давление должно достичь критического уровня. Это происходит, когда масса ядра составляет примерно половину нынешней массы Солнца. В результате светимость и температура поверхности звезд на этой стадии становятся более или менее одинаковыми, что определяет их цвет.
TRGB, или Tip of the Red Giant Branch, в астрономии обозначает важную точку на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, которая используется для измерения расстояний до галактик. Эта диаграмма показывает связь между светимостью звёзд и их температурой. Красные гиганты — это звёзды, которые исчерпали запасы водорода в своих ядрах и начали сжигать гелий.
Диаграмме Герцшпрунга-Рассела:
Главная последовательность проходит диагонально от верхнего левого угла (горячие и яркие звёзды) к нижнему правому углу (холодные и тусклые звёзды). Линия R=1*R0.
Красные гиганты находятся выше и правее главной последовательности. Они имеют более низкую температуру, но высокую светимость. Линия R=10*R0.
Сверхгиганты располагаются ещё выше, с ещё большей светимостью. Линия R=100*R0.
R0 - это масса Солнца.
Точка TRGB находится в правой верхней части диаграммы, примерно при температуре около 3500 K и светимости около 1500 светимостей Солнца. Это соответствует вершине ветви красных гигантов и сверхгигантов, где звёзды достигают максимальной светимости перед началом гелиевого горения. На линии R=1000*R0 это крайняя правая точка (минимум).
Когда звезда достигает стадии красного гиганта, она становится ярче и больше. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела красные гиганты образуют ветвь, и TRGB — это точка, где эти звёзды достигают максимальной светимости перед началом гелиевого горения. Эта точка важна, потому что светимость звёзд в этой точке практически одинакова для всех красных гигантов, что делает её полезным инструментом для определения расстояний до далёких галактик.
Чтобы в ядре звезды началось горение гелия, давление должно достичь критического уровня, что происходит, когда масса ядра составляет примерно половину массы Солнца. В результате светимость и температура поверхности звёзд на этой стадии становятся более или менее одинаковыми, что определяет их цвет. Когда звёзды достигают этой стадии, они начинают охлаждаться, и их светимость резко падает. На диаграмме "температура-светимость", известной как диаграмма Герцшпрунга-Рассела, см. выше, это приводит к обрыву ветви, на которой находятся такие звёзды.
Перед началом гелиевого горения все звёзды с массой не более 1,8 солнечной имеют схожие светимости, которые находятся в диапазоне от 2000 до 3000 светимостей Солнца. Эта область на диаграмме, где происходит обрыв, называется вершиной ветви красных гигантов (TRGB). Она важна для астрономов, так как позволяет использовать звёзды на этой стадии как "стандартные свечи" для измерения расстояний в космосе. Поскольку светимость звёзд на этой стадии предсказуема, их можно использовать для определения расстояний до галактик и других астрономических объектов.
Результаты различных исследований, использующих метод вершины ветви красных гигантов (TRGB) для оценки постоянной Хаббла ( H_0 ), не привели к единому значению. Мы имеем три различные оценки: 69,8 ± 0,8 км/сек/Мпк, 71,5 ± 1,8 км/сек/Мпк и 73,22 ± 2,06 км/сек/Мпк.
Я описал основные методы оптической калибровки расстояний, которые применяются для определения постоянной Хаббла в относительной близости от Солнца. Эти методы включают использование цефеид и вершины ветви красных гигантов. Хотя существуют и другие способы, я решил не перегружать статью их перечислением. В целом, разброс значений постоянной Хаббла, полученных этими методами, составляет 3–5 (км/сек)/Мпк.
Можно предположить, что с развитием измерительных технологий и улучшением обработки данных, включая использование искусственного интеллекта, этот разброс удастся сократить. Искусственный интеллект уже начал применяться в астрономии для анализа больших объемов данных, и его роль будет только расти. На данный момент это все, что можно сказать по этому вопросу.
Волны космических звуков
Оптические наблюдения, основанные на измерении красного смещения, предоставили огромное количество данных для оценки постоянной Хаббла. Однако они не являются единственным методом. В нашем столетии начали активно развиваться радиотехнические методы, которые также используются для решения этой задачи. Эти методы включают в себя изучение космического микроволнового фона и других радиоволновых явлений.
Применение радиотехнических методов привело к тому, что значения постоянной Хаббла стали группироваться вокруг двух различных показателей, которые значительно отличаются друг от друга. Это явление получило название "хаббловская контраверза" или "Hubble tension". Оно указывает на расхождение между значениями, полученными разными методами, и подчеркивает необходимость дальнейших исследований для понимания причин этого расхождения.
Новые значения постоянной Хаббла были получены благодаря изучению реликтового излучения, которое возникло примерно через 380 тысяч лет после Большого взрыва. В этот период произошел важный процесс, известный как рекомбинация. До этого момента Вселенная была заполнена горячей плазмой, где световые кванты (фотоны) постоянно взаимодействовали с электронами и не могли свободно распространяться.
Однако по мере остывания Вселенной свободные электроны начали соединяться с ядрами водорода, гелия и лития, образуя нейтральные атомы. Это привело к тому, что фотоны больше не взаимодействовали с заряженными частицами и смогли свободно распространяться по космосу. Этот момент стал началом того, что мы называем реликтовым излучением или космическим микроволновым фоном.
Изучение этого излучения позволяет ученым получить информацию о ранней Вселенной и использовать её для оценки постоянной Хаббла.
Сегодня спектр реликтового излучения очень точно соответствует спектру излучения абсолютно черного тела с температурой 2,725 К. Однако это совпадение не является полным. Температура и поляризация реликтовых фотонов немного варьируются в зависимости от направления, из которого они приходят на Землю. Это указывает на слабую анизотропию реликтового излучения, то есть на небольшие различия в его характеристиках в разных направлениях.
Анализ этих тонких вариаций в спектре реликтового излучения позволяет ученым извлечь важную информацию о ключевых параметрах, которые определяют эволюцию Вселенной. Постоянная Хаббла ( H_0 ) также является одним из таких параметров. Изучение анизотропии реликтового излучения помогает определить значение ( H_0 ), что в свою очередь позволяет лучше понять скорость расширения Вселенной.
Давайте рассмотрим, как возникла упомянутая бимодальность в значениях постоянной Хаббла. Это явление связано с началом нашего столетия, когда 30 июня 2001 года НАСА запустило в космос зонд Explorer 80, который позже был переименован в WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Этот зонд был оснащен аппаратурой, способной регистрировать температурные флуктуации микроволнового реликтового излучения (МРИ) с угловым разрешением менее трех десятых градуса.
На тот момент уже было известно, что спектр реликтового излучения почти полностью совпадает со спектром абсолютно черного тела с температурой 2,725 К. При "крупнозернистых" измерениях с угловым разрешением в 10 градусов колебания температуры не превышали 0,000036 К. Однако, когда зонд WMAP провел "мелкозернистые" измерения, амплитуды флуктуаций оказались в шесть раз больше, около 0,0002 К. Это показало, что реликтовое излучение имеет пятнистую структуру, с участками, которые немного теплее или холоднее.
Флуктуации реликтового излучения возникли из-за колебаний плотности в электронно-фотонном газе, который заполнял космическое пространство в ранней Вселенной. Эти колебания практически исчезли около 380 тысяч лет после Большого взрыва, когда завершился процесс рекомбинации. До этого момента в электронно-фотонном газе распространялись звуковые волны, которые были подвержены влиянию гравитационных полей частиц темной материи. Эти звуковые волны, известные как барионные акустические осцилляции, оставили свой след в спектре реликтового излучения.
Анализ этого спектра с использованием теоретических моделей космологии и магнитной гидродинамики позволил ученым по-новому оценить постоянную Хаббла.
Изначально данные, полученные обсерваторией WMAP в первые три, пять и семь лет её работы, показывали значения постоянной Хаббла в диапазоне 70–71 км/сек/Мпк. Эти значения были близки к тогдашнему консенсусу, который составлял 73–74 (км/сек)/Мпк, и не вызывали особого беспокойства. Однако в 2012 году, после дальнейшего анализа данных WMAP, было получено новое значение постоянной Хаббла, которое составило 69 км/сек/Мпк. Это значение оказалось ниже предыдущих оценок и начало вызывать беспокойство среди ученых, хотя на тот момент не все осознали его значимость.
Это действительно было только началом. В 2013 году Европейское космическое агентство опубликовало отчет о результатах работы космической обсерватории "Планк", которая была запущена 14 мая 2009 года. Обсерватория "Планк" проводила детальные измерения интенсивности и поляризации микроволнового реликтового излучения (МРИ) по всей небесной сфере, используя девять частотных полос в диапазоне от 30 до 857 гигагерц.
Анализ данных, полученных "Планком", позволил оценить постоянную Хаббла на уровне 67,80 ± 0,77 (км/сек)/Мпк. Это значение оказалось еще ниже, чем те, которые были получены ранее, и примерно такими же оказались результаты, опубликованные в 2015 и 2018 годах. Весь набор данных "Планка", за исключением явно аномальных значений, укладывается в диапазон 64–70 км/сек/Мпк, причем наиболее надежные оценки находятся в центре этого диапазона.
До этого момента оптические наблюдения различных космических объектов стабильно показывали, что постоянная Хаббла находится в диапазоне 73–74 км/сек/Мпк. У космологов и астрофизиков возникли вполне реальные причины для беспокойства.
Последние результаты
В 2024 году были опубликованы результаты новых наблюдений, которые, возможно, только усложнили проблему "хаббловского напряжения". В январе группа под руководством Адама Рисса, одного из первооткрывателей ускоренного расширения Вселенной, подтвердила эффективность методов определения постоянной Хаббла с помощью наблюдений цефеид и сверхновых звезд. Они использовали данные, полученные с помощью Космического телескопа имени Джеймса Уэбба, что позволило им достичь высокой точности.
В конце февраля другая группа, также с участием Адама Рисса, представила результаты, полученные с помощью фотометрических наблюдений вершины асимптотической ветви красных гигантов. Этот метод схож с TRGB, но имеет свои особенности. Их оценки постоянной Хаббла находятся в диапазоне 71–78 (км/сек)/Мпк, с фидуциальным значением 74,7 (км/сек)/Мпк, с учетом системных и статистических поправок.
В апреле международная коллаборация DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) представила результаты, которые практически повторяют данные, полученные обсерваторией "Планк". Они оценили постоянную Хаббла как 67,53 ± 0,38 км/сек/Мпк. Это значение было получено на основе изучения барионных акустических осцилляций с помощью оптической спектроскопии света далеких галактик.
В данном случае наблюдаются не сами осцилляции, а их следы, которые "впечатаны" не в анизотропию реликтового излучения, как в случае с "Планком", а в крупномасштабные трехмерные структуры космической материи, такие как скопления галактик. Этот метод позволяет изучать распределение материи во Вселенной и извлекать информацию о её расширении.
Сообщение о результатах DESI не является абсолютно новым, поскольку четыре года назад были получены схожие результаты в рамках Слоановского цифрового обзора космоса (SDSS). Летом 2020 года одна из коллабораций этого проекта оценила постоянную Хаббла в 68 (км/сек)/Мпк. Это подтверждает, что более низкие значения постоянной Хаббла, полученные из анализа крупномасштабных структур, не являются единичными.
Однако стоит отметить, что в научной литературе уже появились вопросы к результатам команды DESI. Это означает, что их выводы могут быть пересмотрены или даже опровергнуты в будущем. Тем не менее, проблема "хаббловского напряжения" остается актуальной.
Очень короткое заключение
В заключение можно сделать некоторые предположения. Основная причина бимодальности в значениях постоянной Хаббла заключается в том, что они оцениваются на основе двух принципиально разных подходов. Оценки верхней моды получаются из наблюдений фотонных потоков, которые были созданы относительно недавно и не так далеко от Земли, если говорить в космологических масштабах. Эти данные отражают события, происходящие "здесь и сейчас" на космологической шкале времени и расстояний.
С другой стороны, реликтовое излучение, которое мы наблюдаем, пришло к нам из эпохи рекомбинации, которая произошла примерно через 400 тысяч лет после Большого взрыва. Это излучение несет информацию о гораздо более раннем состоянии Вселенной. Разница между этими подходами очевидна.
Я попросил прокомментировать проблему Hubble tension одного из ведущих российских специалистов по космологии члена-корреспондента РАН Дмитрия Сергеевича Горбунова. Он сказал, что не видит другого объяснения кроме гипотезы, что либо перед началом рекомбинации, либо незадолго до нашего времени случилось что-то такое, что сделало невозможной однозначную оценку постоянной Хаббла. Что именно — тайна сия велика есть. Если так, остается надеяться, что когда-нибудь ее удастся разгадать. А надежды питают не только юношей, но также астрономов и космологов любых возрастов.
Источники:
1) A. Riess et al., 2024. JWST Observations Reject Unrecognized Crowding of Cepheid Photometry as an Explanation for the Hubble Tension at 8 sigma Confidence // электронный препринт arXiv:2401.04773 [astro-ph.CO].
2) S. Li et al., 2024. Reconnaissance with JWST of the J-region Asymptotic Giant Branch in Distance Ladder Galaxies: From Irregular Luminosity Functions to Approximation of the Hubble Constant // электронный препринт arXiv:2401.04777 [astro-ph.CO].
3) DESI Collaboration. DESI 2024 VI: Cosmological Constraints from the Measurements of Baryon Acoustic Oscillations // электронный препринт arXiv:2404.03002 [astro-ph.CO].
Алексей Левин
