Модификация модели ΛCDM, в которую добавлена ранняя темная энергия, может решить разногласия между значениями постоянной Хаббла, которые получаются при измерениях разными способами, утверждают американские астрофизики. Ранняя темная энергия — это субстанция, которая ускоряет расширение молодой Вселенной и «растворяется» на более поздних временах. В качестве такой субстанции ученые рассматривали скалярное поле в осциллирующем или исчезающем на бесконечности потенциале. Затем физики подбирали параметры моделей, которые не противоречат существующим измерениям, но устраняют различия между постоянными Хаббла. По словам ученых, эффект от такого «подгона» в будущем можно будет измерить. Статья опубликована в Physical Review Letters, кратко о ней сообщает Phisics, препринт работы выложен на arXiv.org.
Закон Хаббла описывает, с какой скоростью расширяется наша Вселенная. Согласно ему, скорость «разбегания» гравитационно несвязанных объектов (например, галактик) прямо пропорциональна расстоянию между ними. Коэффициентом пропорциональности служит постоянная Хаббла H0, которая на самом деле никакая не постоянная и меняется со временем. До недавнего времени Вселенная расширялась замедленно, поэтому постоянная Хаббла уменьшалась. В будущем, скорее всего, она снова начнет увеличиваться.
Особенно сильно постоянная Хаббла изменилась за последние сто лет. Правда, по масштабам Вселенной этот срок пренебрежимо мал, поэтому изменение происходило исключительно в умах ученых, которые совершенствовали приборы и методики. Когда Эдвин Хаббл в 1929 году открыл одноименный закон, сопоставив скорости и расстояния 29 самых ярких галактик, он получил значение H0 ≈ 535 ± 40 километров в секунду на мегапарсек. В 1952 году астрофизики пересмотрели зависимость период — светимость цефеид, с помощью которой определяли расстояние до далеких галактик, и в 1955 году уменьшили постоянную Хаббла до H0 ≈ 180 ± 20 километров в секунду на мегапарсек. В 1968 году Аллан Сэндидж разработал новый, более точный способ измерения постоянной и зафиксировал ее текущее значение на уровне H0 ≈ 75 ± 8 километров в секунду на мегапарсек. В течение следующих двадцати лет ученые продолжали пересматривать постоянную Хаббла и получать новые значения, среди которых были числа H0 ≈ 59 ± 6, H0 ≈ 73 ± 7 и H0 ≈ 95 ± 10 километров в секунду на мегапарсек. Удивительным образом ученые каждый раз получали погрешность порядка десяти процентов, хотя средние значения постоянной отличались чуть ли не в полтора раза. Подробнее про историю этих измерений можно прочитать в статье «Постоянная Хаббла».
К середине прошлого десятилетия все эти измерения более-менее договорились друг с другом и пришли к величине H0 ≈ 73 ± 2 километров в секунду на мегапарсек. Однако спутники WMAP и Planck научились измерять постоянную новым способом, отслеживая колебания реликтового излучения, и эти измерения привели к новому результату H0 ≈ 68 ± 1 километров в секунду на мегапарсек. Несмотря то, что разброс абсолютных значений постоянной сократился почти в пять раз, из-за уменьшения погрешностей расхождение между результатами снова составило почти четыре сигма. В каком-то смысле это расхождение было даже хуже предыдущих, поскольку результаты были получены абсолютно независимыми способами.
Тем не менее, у ученых все еще оставалась лазейка, которая могла бы устранить это разногласие. Дело в том, что пересчитать колебания реликтового изучения в постоянную Хаббла можно только в рамках известной космологической модели. Грубо говоря, от этой модели зависит, как колебания «растягиваются» в ходе расширения Вселенной. В настоящее время в космологии доминирует модель ΛCDM, согласно которой Вселенная на 70 процентов состоит из темной энергии, на 25 — из темной материи и на 5 — из обычной материи. Эта модель хорошо согласуется с данными спутников. Тем не менее, можно попробовать «подкрутить» модель так, чтобы остаться в рамках допустимых погрешностей и объяснить расхождение между значениями постоянной Хаббла.
Группа астрофизиков под руководством Марка Камионковски (Marc Kamionkowski) предложила сразу две модификации теории, которые решают проблему постоянных Хаббла. Обе модификации основаны на так называемой ранней темной энергии (early dark matter, EDE) — гипотетической субстанции, которая играла роль темной энергии на ранних этапах эволюции Вселенной, а потом «растворилась». Если вспомнить, что плотность фотонов и холодной материи со временем уменьшается из-за расширения Вселенной, существование такой субстанции кажется правдоподобным. Другими словами, EDE ускоряет расширение молодой Вселенной и пропадает на более поздних этапах. Если не учитывать такой вклад, то значение постоянной Хаббла, косвенно рассчитанное по данным спутника, будет занижено.
В первой модификации ученые рассмотрели осциллирующее скалярное поле, которое описывается потенциалом V[φ] = (1 — cos(φ/f))n. При больших красных смещениях это поле «замораживается» и играет роль космологической постоянной, а начиная с некоторого момента времени, который определяется параметром f, начинает осциллировать и превращается в жидкость. Со временем плотность такой жидкости уменьшается пропорционально шестой степени масштабного параметра Вселенной. Для сравнения, плотность холодного вещества (пыли) падает как третья степень масштабного параметра, плотность излучения (фотонов) как четвертая степень, а плотность темной энергии остается постоянной. Следовательно, вкладом осциллирующего поля в дальнейшее расширение Вселенной можно пренебречь.
В рамках данной модели физики численно смоделировали расширение Вселенной и подобрали значения параметров, которые укладывались в погрешности измерений спутника Planck. Проще говоря, ученые заставляли плотность жидкости уменьшаться так быстро, чтобы спутник не почувствовал ее вклад в массу Вселенной. Для расчетов исследователи использовали код MontePython-V3, основанный на методе Монте-Карло по схеме марковской цепи. Затем ученые подбирали оставшиеся параметры модели таким образом, чтобы значение постоянной Хаббла, косвенно измеренное по реликтовому излучению, совпало со значением постоянной, рассчитанной на основании анализа разбегания галактик. Оказалось, что «подогнать» теорию таким образом можно. Более того, «подгон» можно почувствовать, анализируя реликтовое излучение. По словам ученых, для этого достаточно увеличить угловое разрешение измерительных приборов.
Во второй модификации физики рассмотрели потенциал, который линеен по φ для ранних времен эволюции Вселенной и стремится к нулю для больших времен. По словам авторов статьи, форма потенциала особой роли не играет, поэтому результаты его анализа в целом совпадали с осциллирующим потенциалом.
Ранее физики уже пытались решить проблему постоянной Хаббла, «поправив» модели, с помощью которой астрономы ее находят. Например, в ноябре 2017 года астрофизики из Гарварда и Университета Джонса Хопкинса попытались списать разногласия на конечность размеров галактик, однако усугубили их еще больше. А в апреле этого года американские космологи пришли к такому же (отрицательному) результату, анализируя крупномасштабные неоднородности в распределении галактик в локальной Вселенной.
Впрочем, помимо поиска недостатков теорий ученые также пытаются разработать новые методы измерений постоянной Хаббла. Например, в прошлом году несколько групп астрофизиков показали, что ее можно измерить с помощью гравитационных волн от сливающихся нейтронных звезд или черных дыр. Более того, погрешность таких измерений сравнится с погрешностью существующих результатов уже в течение следующих десяти лет.
Иллюстрация к статье:
Обсуждение