Визначення того, як швидко розширюється Всесвіт, є основним для розуміння його еволюції в майбутньому. Проте, коли астрономи отримали змогу більш точно визначати таку швидкість, постала загадка: оцінки, засновані на вимірюваннях у локальному Всесвіті, не узгоджуються з результатами, що відповідають періоду незабаром після Великого Вибуху, який стався 13,8 мільярдів років тому.
Нова оцінка значення швидкості розширення (сталої Габбла, або H0) — підсилює цю розбіжність.
Застосувавши відносно новий і потенційно більш точний метод вимірювання космічних відстаней, в якому використовують середню зоряну яскравість у гігантських еліптичних галактиках як сходинку на «драбині відстаней», астрономи обчислили швидкість розширення Всесвіту. Отримане значення H0 становить 73,3 кілометра в секунду на мегапарсек з точністю ±2,5 км/c/ Mpc. Воно лежить в середині трьох інших хороших оцінок цієї сталої, зокрема оцінки, зробленої методом визначення відстаней за надновими типу Ia, що є «золотим» стандартом для вимірювання відстаней у Всесвіті. Це означає, що на кожен мегапарсек, тобто 3,3 мільйона світлових років чи 3 мільярди трильйонів кілометрів, від Землі, Всесвіт розширюється на додаткові 73,3 ± 2,5 кілометра на секунду. Середнє значення, встановлене трьома іншими методами, становить 73,5 ± 1,4 км/с/Мпк.
Дивовижно, оцінки швидкості локального розширення на основі виміряних коливань космічного мікрохвильового фону та, незалежно від цього, коливань густини нормальної речовини в ранньому Всесвіті (баріонні акустичні коливання) дають зовсім інше значення H0: 67,4 ± 0,5 км/с/Мпк.
Звісно, астрономи стурбовані цією невідповідністю, бо швидкість розширення є критичним параметром у розумінні фізики та еволюції Всесвіту і є основною для розуміння темної енергії. Ця субстанція згідно з нинішніми уявленнями прискорює швидкість розширення Всесвіту, а це, натомість, має спричиняти швидші зміни сталої Габбла із збільшенням відстані від Землі, ніж очікували астрономи. Темна енергія становить близько двох третин маси та енергії у Всесвіті, але її природа все ще залишається загадкою.
Для нової оцінки значення H0 астрономи вимірювали коливання поверхневої яскравості 63 великих еліптичних галактик, щоб визначити відстань і співвіднести її зі швидкістю віддалення від Землі кожної із галактик. Метод коливання поверхневої яскравості (surface brightness fluctuation, SBF) не залежить від інших методів і може дати точніші оцінки відстані, ніж інші, в масштабі приблизно 100 Мпк від Землі, або 330 мільйонів світлових років. 63 галактики з вибірки лежать на відстанях від 15 до 99 мегапарсеків, а це, якщо оглядатися назад у часі, становить лише малу частку віку Всесвіту.
«Для вимірювання відстаней до галактик в масштабі 100 мегапарсеків це фантастичний метод», — сказала космолог Чунг-Пей Ма (Chung-Pei Ma), професор астрономії та фізики Каліфорнійського університету в Берклі. «Це перше дослідження, засноване на великому однорідному наборі даних про 63 галактики з метою вивчення Н0 методом SBF». Ма очолює роботу з виконання огляду галактик у локальному Всесвіті MASSIVE. Дані для 43 галактик — 2/3 тих, які науковці використали в новому аналізі, — взяті з цього огляду.
Дані про ці 63 галактики зібрав та проаналізував Джон Блейкслі (John Blakeslee), астроном з лабораторії NOIRLab Національного наукового фонду (National Science Foundation, NSF). Він є першим автором статті, яку взяв до друку Astrophysical Journal. Його співавтор — Джозеф Дженсен (Joseph Jensen) з Університету долини Юти в Оремі. Блейкслі, який очолює науковий персонал, що підтримує роботу оптичних та інфрачервоних обсерваторій NSF, є піонером у використанні SBF для вимірювання відстаней до галактик. Водночас Дженсен був одним із перших, хто застосував цей метод з використанням даних, отриманих в інфрачервоному діапазоні електромагнітного спектра. Вони тісно співпрацювали з Ма в цьому дослідженні.
«Вся історія астрономії — це, в певному сенсі, спроба зрозуміти абсолютний масштаб Всесвіту, який потім дає нам змогу говорити про фізику», — сказав Блейкслі, навівши, як приклад, подорож Джеймса Кука на Таїті в 1769 році для вимірювання транзиту Венери, щоб вчені змогли обчислити справжні відстані в Сонячній системі. «Метод SBF спирається на загальну сукупність галактик у локальному Всесвіті, і, звісно, якщо ми будемо бачити достатню кількість галактик за допомогою космічного телескопа Джеймса Вебба, цей метод може дати найкращі локальні виміри сталої Габбла». (Космічний телескоп Джеймса Вебба, в 100 разів потужніший, ніж Космічний телескоп імені Габбла, заплановано запустити в жовтні поточного року)
Величезні еліптичні галактики
Значення сталої Габбла було темою суперечок протягом десятиліть, відтоді, як Едвін Габбл вперше виміряв швидкість локального розширення і встановив величину Н0 всемеро вищу, ніж її нинішні значення. Тоді це було парадоксально, бо із значення Н0 слідувало, що Всесвіт насправді молодший, ніж найдавніші його зорі. Як тоді, так і нині, астрономи визначали розташування об’єктів у просторі, однак ці дані мало що говорять про те, як далеко лежать від Землі небесні тіла.
Протягом багатьох років астрономи визначають відстані в космосі, спираючись на значення цих величин, що обчислені методом паралаксів, тобто відстаней до відносно недалеких від Землі об’єктів. Їхнє зміщення на небесній сфері вдається зареєструвати, спостерігаючи такі об’єкти з різних точок земної орбіти з інтервалом у півроку. Змінні зорі, що називаються цефеїдами, дають змогу визначати відстані до більш віддалених небесних тіл, як порівняти з методом паралаксів, бо їхня яскравість пов’язана з періодом змінності, а наднові типу Ia — ще далі, бо це дуже сильні спалахи, що в максимумі мають світність, як світність усієї галактики. Як для цефеїд, так і для наднових типу Ia, можна визначити абсолютну зоряну величину за характером їх зміни з часом, а потім обчислити відстань за їх видимою зоряною величиною, яку видно із Землі.
Найкраща нинішня оцінка H0 спирається на значення відстаней, визначених за надновими типу Ia у віддалених галактиках, хоча найновіші методи — де значення H0 вимірюють із затримки часу, спричиненої гравітаційним лінзуванням далеких квазарів, чи яскравості водяних мазерів, що обертаються навколо чорних дір, — дають приблизно такі ж значення цієї сталої.
Методика, що використовує коливання поверхневої яскравості, є однією з найновіших і спирається на той факт, що великі еліптичні галактики старі й мають постійну популяцію старих зір — переважно червоних гігантів. Таку популяцію можна змоделювати, щоб отримати середню інфрачервону світність через їх поверхні. Дослідники отримали інфрачервоні зображення високої роздільної здатності кожної галактики за допомогою Ширококутної камери 3 на Космічному телескопі імені Габбла і визначили, наскільки кожен піксель на зображенні відрізняється від «середнього» — що плавніші коливання на всьому зображенні, то далі міститься галактика. Треба лише враховувати поправки на плями від яскравих ділянок зореутворення, які автори виключають з аналізу.
Ні Блейкслі, ні Ма не були здивовані тим, що швидкість розширення виявилася близькою до швидкості, визначеної в локальному Всесвіті іншими методами. Але їх однаково бентежить кричуща невідповідність з оцінками для раннього Всесвіту — невідповідність, яка, на думку багатьох астрономів, означає, що наші сучасні космологічні теорії є помилковими чи, принаймні, неповними.
Значення H0 для раннього Всесвіту науковці виводять, спираючись на найпростішу космологічну теорію — так звану модель лямбда-холодної темної матерії (Lambda cold dark matter, ΛCDM) — яка використовує лише кілька параметрів для опису еволюції Всесвіту. Чи ставить під сумнів ΛCDM нова оцінка H0?
«На мою думку, до певної міри так», — сказав Блейкслі. «Але вона (ΛCDM) все ще жива. Деякі науковці вважають, що всі ці вимірювання значення H0 в локальному Всесвіті містять якусь помилку. Але все складніше й складніше висловити це твердження — це вимагало б систематичних помилок для одного завдання, яке вирішують кількома різними методами: наднові, SBF, гравітаційне лінзування, водні мазери. Тож, коли ми отримуємо більш незалежні вимірювання, ця проблема стає трохи глибшою».
Натомість Ма розмірковує над тим, чи не занадто перебільшеними є невизначеності, які астрономи приписують своїм вимірам, які відображають як систематичні, так і статистичні помилки, і що, можливо, два діапазони оцінок все ще можна узгодити. «Присяжні залишили залу суду», — сказала вона. «Я гадаю, що це справді гра помилок. Але якщо припустити, що помилки всіх методів не такі великі, напруга стає тривожною».
Насправді, одна з авторитетних науковців у цій галузі, астроном Венді Фрідман (Wendy Freedman), нещодавно опублікувала дослідження, в якому значення сталої Габбла встановлено на рівні 69,8 ± 1,9 км/с/Мпк, що додає ще більшої напруги в цій історії. Останній результат від Адама Рісса (Adam Riess), астронома, який отримав Нобелівську премію з фізики 2011 року за відкриття темної енергії, — H0 = 73,2 ± 1,3 км/с/Мпк. Рісс був докторантом за науковою програмою Міллера в Каліфорнійському університеті в Берклі, коли виконував це дослідження. (Лауреатами Нобелівської премії з фізики 2011 р. стали також фізик Сол Перлматтер (Saul Perlmutter) з Берклі та астрофізик Браян П. Шмідт з Австралії)
MASSIVE галактики
Нове значення H0 є побічним результатом двох інших оглядів сусідніх галактик, зокрема огляду MASSIVE, який виконувала Ма разом з колегами за допомогою космічних та наземних телескопів для вичерпного вивчення 100 наймасивніших галактик, що лежать від Землі на відстанях приблизно до 100 Мпк. Головна мета — визначити масу надмасивної чорної діри в центрах кожної з них.
Для цього потрібні точні відстані, і метод SBF є нині найкращим, сказала вона. Команда MASSIVE використовувала цей метод минулого року, щоб визначити відстань до великої еліптичної галактики NGC 1453 у сузір’ї Ерідана. Знаючи відстань (166 мільйонів світлових років) та маючи великий набір спектроскопічних даних, отриманих за допомогою телескопів обсерваторій Близнюків і Мак-Дональда (це дало змогу аспірантам Крісу Ліпольду (Chris Liepold) та Метью Квенневілу (Matthew Quenneville) виміряти швидкості зір поблизу центра галактики) вони дійшли висновку, що NGC 1453 має центральну чорну діру, маса якої майже в 3 мільярди разів перевищує сонячну.
Щоб визначити H0, Блейкслі визначив методом SBF відстані до 43 галактик з огляду MASSIVE на підставі спостережень кожної галактики, які протягом 45—90 хвилин виконував Космічний телескоп імені Габбла. Значення відстаней для інших 20 зоряних систем були отримані за даними іншого огляду, в якому «Габбл» робив зображення великих галактик, зокрема тих, в яких були виявлені наднові типу Ia.
Вік більшості з 63 галактик становить від 8 до 12 мільярдів років, а це означає, що вони містять велику популяцію старих червоних зір, які є основними для методу SBF, а також можуть бути використані для підвищення точності визначення відстані. У роботі Блейкслі використовував як змінні зорі цефеїди, так і метод, що заснований на даних спостережень найяскравіших червоних зір гігантів у галактиці. Такі зорі лежать на вершині відгалуження червоних гігантів (red giant branch) на діаграмі Герцшпрунга—Рассела, а метод, що дає змогу визначати відстані до віддалених галактик, має назву TRGB (tip of the red giant branch). Обидва методи дали сумісні результати. Методика TRGB враховує той факт, що найяскравіші червоні гіганти в галактиках мають приблизно однакову абсолютну зоряну величину.
«Мета полягає в тому, щоб зробити метод SBF повністю незалежним від каліброваного цефеїдами методу наднових типу Ia. За допомогою майбутнього космічного телескопа Джеймса Вебба можна буде виконати калібрування відгалуження червоних гігантів для SBF», — сказав він.
«Телескоп Джеймса Вебба може суттєво зменшити значення помилок для методу SBF», — додала Ма. Але поки що двом суперечливим значенням сталої Габбла доведеться навчитися жити одне з одним.
«Я не планувала вимірювати H0; це стало гарним побічним результатом нашого огляду», — сказала вона. «Але я космолог і з великим інтересом спостерігаю за цим».
За інф. з сайту www.eurekalert.org
