Почти век мы знаем, что Вселенная расширяется. Последние четверть века мы также знаем, что это расширение ускоряется — открытие, которое принесло Нобелевскую премию по физике 2011 года. Но что такое таинственная «тёмная энергия», которая вызывает это ускорение?
Самое простое объяснение связано с тем, что Эйнштейн назвал «космологической постоянной» (Λ), и подразумевает, что тёмная энергия — это постоянная энергия, присущая самому пространству-времени. Эта идея лежит в основе стандартной модели космологии — модели Λ холодной тёмной материи (ΛCDM), которая десятилетиями последовательно объясняла все доступные астрономические наблюдения.
Теперь высокоточные измерения истории расширения Вселенной подвергают эту модель самой строгой проверке. Инструмент спектроскопического исследования тёмной энергии (DESI) создал космическую карту беспрецедентного масштаба. Его результаты в сочетании с данными других наблюдений позволяют предположить, что тёмная энергия может быть не такой уж постоянной, что является намёком на то, что наше понимание космоса может быть на грани серьёзного пересмотра.
Использование стандартной линейки для измерения расширения Вселенной
Для составления карты расширения Вселенной космологи нуждаются в «стандартной линейке» — астрономическом «линейке» с известным физическим размером. Такой линейкой служат барионные акустические осцилляции (BAO) — слабые ряби, оставшиеся от младенчества Вселенной.
В горячей и плотной плазме ранней Вселенной (около 380 000 лет после Большого взрыва) звуковые волны распространялись из областей с высокой плотностью, подобно волнам от камешка, брошенного в пруд. По мере расширения и охлаждения Вселенной фотоны, которые управляли этими волнами, отделились от материи, и ряби фактически «застыли» на месте, оставив характерный масштаб, запечатлённый в космосе.
Этот масштаб можно наблюдать по слегка выраженному предпочтению галактик (и других астрофизических объектов) располагаться на расстоянии около 147 миллионов мегапарсеков (или 480 миллионов световых лет) — расстоянии, которое звуковые волны преодолели от Большого взрыва до времени «застывания».
Масштаб BAO и его определение
Масштаб BAO в то время можно точно определить по наблюдениям космического микроволнового фона (CMB). Наблюдая видимый размер этой линейки в разные моменты космической истории, космологи могут измерить, как быстро Вселенная расширялась в зависимости от времени.
Опираясь на предыдущие усилия Sloan Digital Sky Survey, DESI провёл монументальное исследование, которое отображает трёхмерные позиции десятков миллионов небесных объектов. Для исследования выбраны различные типы объектов, или «трассеры», для изучения различных космических эпох.
Для близлежащей Вселенной (до красного смещения z ≈ 0,4) в исследовании используется выборка галактик, достаточно ярких, чтобы их можно было наблюдать при почти полной Луне. Чтобы заглянуть глубже, DESI нацелен на два типа объектов: «светящиеся красные галактики» (массивные галактики, в основном состоящие из старых звёзд) и «эмиссионные галактики» (более молодые галактики, обнаруживаемые по характерному излучению, связанному со звездообразованием).
Для отображения наиболее отдалённых эпох ( z > 2) DESI использует квазары — галактики, чьи чрезвычайно яркие ядра питаются сверхмассивными чёрными дырами. Свет от этих далёких квазаров проходит через космическую паутину с высоким красным смещением — обширную сеть нитей, листов и пустот. Водород, содержащийся в этой сети, создаёт узор из линий поглощения — лес Лайман-альфа, который отслеживает распределение барионной материи и, следовательно, BAO.
Анализ DESI с высоким красным смещением и лес Лайман-альфа исследует Вселенную до 11 миллиардов лет назад через спектры более чем 820 000 квазаров.
Новые результаты
Новые результаты объединяют все эти трассеры — от близлежащих галактик до далёких квазаров — для создания наиболее полной карты нашей Вселенной на сегодняшний день. Анализ охватывает данные о более чем 14 миллионах галактик и квазаров, собранных в первые три года исследования.
Точность полученных данных поразительна: для большинства измеренных космических эпох неопределённость масштаба BAO составляет менее 1%, что является улучшением примерно на 30–50% по сравнению с первым выпуском данных DESI.
Исследователи DESI проанализировали эти измерения в рамках стандартной модели ΛCDM, обнаружив, что она хорошо согласуется с их данными. Однако параметры модели, которые наилучшим образом соответствуют данным DESI, находятся в лёгком, но растущем противоречии с параметрами, полученными из наблюдений CMB.
До недавнего времени согласие между DESI и анализом CMB было в пределах указанных неопределённостей и согласовывалось друг с другом. Новые результаты указывают на потенциальное расхождение, при этом статистическое напряжение между подходами сейчас составляет 2,3 сигмы — ещё недостаточно значимое для заявления об открытии, но весьма интригующее.
Альтернативные модели тёмной энергии
Ситуация усложняется, если рассмотреть альтернативу космологической постоянной, в которой тёмная энергия не является постоянной. Команда DESI протестировала более гибкую модель, в которой ключевой параметр для «уравнения состояния» тёмной энергии w, определённый как отношение между давлением и плотностью, может меняться со временем.
Для космологической постоянной w фиксировано равным –1 во все времена. Разрешение w эволюционировать обеспечивает лучшее соответствие данным DESI. Более того, при объединении данных DESI с данными других измерений, включая CMB и сверхновые, предпочтение этой модели с эволюционирующей тёмной энергией достигает значимости до 4,2 сигмы, намекая на то, что тёмная энергия могла стать сильнее в более поздние времена. Если это подтвердится, это будет монументальным открытием.
Мы живём в невероятно захватывающее время для космологии. Хотя результаты DESI не являются «улик», которые опровергают нашу стандартную модель, они являются мощным доказательством того, что модель ΛCDM может быть неполной. Сама точность измерений DESI меняет правила игры: любая альтернативная теория тёмной энергии должна будет соответствовать этим невероятно точным измерениям нашей истории расширения.
Работа DESI устанавливает новый стандарт в этой области. Результаты, представленные здесь, основаны на первых трёх годах пятилетнего исследования. Более крупный и точный окончательный набор данных позволит исключить статистическую ошибку и подтвердить напряжение за пределами порога в 5 сигм, необходимого для заявления об открытии.
Сотрудничество с другими предстоящими высокоточными экспериментами также будет иметь решающее значение. Такие эксперименты включают геометрические измерения BAO по скоплению галактик, подобные тем, которые предоставляет спутник Euclid, и характеристику роста структуры, полученную из данных слабого линзирования обсерватории Веры Рубин.
Независимо от того, подтвердят ли будущие данные стандартную модель и заставят ли нас пересмотреть потенциальные систематические ошибки или подтвердят необходимость новой физики, результаты будут значимыми. Второй выпуск данных DESI поставил под сомнение наше самое простое представление о Вселенной, и космологи по всему миру с нетерпением ждут пятилетней карты, разрабатывая всё более сложные статистические инструменты для проверки надёжности полученных данных.