Последний раз я писал о новых данных, которые опровергают стандартную космологическую модель.
Прежде чем кто-либо начнёт доставать свои маргинальные космологические модели, отметим, что именно не опровергает это новое исследование. Оно не говорит, что модель Большого взрыва неверна, что Вселенная не расширяется или что соотношение красного смещения Хаббла нужно отбросить.
На самом деле оно говорит только о том, что наша модель постоянной Хаббла неверна. Но мы уже знали об этом благодаря так называемому напряжению Хаббла. Эти новые результаты могут также решить эту загадку.
Прежде чем мы углубимся в напряжение Хаббла, давайте поговорим о постоянной Хаббла и метрике Фридмана–Леметра–Робертсона–Уокера (FLRW).
В 1929 году благодаря работе Генриетты Ливитт и других Эдвин Хаббл смог показать, что — за пределами локальной группы — чем дальше галактика, тем больше её красное смещение.
Он обнаружил, что зависимость между расстоянием и красным смещением была линейной, что привело его к предложению космологической постоянной, теперь известной как постоянная Хаббла.
В 1917 году Эйнштейн добавил космологическую постоянную в общую теорию относительности, чтобы уравновесить гравитацию галактик. Как и большинство астрономов того времени, Эйнштейн предполагал, что Вселенная находится в стационарном состоянии. Без постоянной стационарное состояние было бы невозможно.
С открытием Хаббла Эйнштейн отказался от этой идеи, но Александр Фридман и Жорж Леметр независимо друг от друга обнаружили, что решения уравнений Эйнштейна с космологической постоянной могут описывать расширяющуюся Вселенную, которая начинается с Большого взрыва.
В 1935 году Говард Робертсон и Артур Уокер доказали, что метрика FLRW — единственное решение ОТО, которое описывает однородную расширяющуюся Вселенную. Это метрика, используемая в стандартной модели. Поскольку в метрике FLRW Λ используется как символ для космологической постоянной, это модель ΛCDM.
Постоянная Хаббла $H_0$ и космологическая постоянная Λ связаны, но они не совсем одно и то же. Скорость космического расширения зависит от нескольких факторов: космологической постоянной (тёмной энергии), количества тёмной материи и обычной материи в космосе, а также от распределения этой материи.
Просто говоря, материя пытается притянуть всё вместе, в то время как тёмная энергия пытается всё раздвинуть, и баланс между ними даёт скорость космического расширения, или постоянную Хаббла.
Естественно, поскольку ранняя Вселенная была плотнее, чем нынешняя, вы ожидаете, что скорость космического расширения со временем немного увеличится. Именно поэтому открытие ускоряющегося космического расширения имело такое большое значение. Оно доказало существование тёмной энергии и космологической постоянной. Именно поэтому постоянную Хаббла в наши дни часто называют параметром Хаббла.
В течение десятилетий наблюдательные данные поддерживали модель ΛCDM. Но в последнее десятилетие наши измерения параметра Хаббла стали проблематичными.
Есть несколько способов найти параметр Хаббла, но основные три — это далёкие сверхновые, космический микроволновый фон (CMB) и закономерность в группировке галактик, известная как барионные акустические осцилляции (BAO).
Наблюдения за сверхновыми дают нам скорость расширения около $H0 = 71–75$ (км/с)/Мпк, в то время как масштаб флуктуаций в CMB даёт значение $H0 = 67–68$ (км/с)/Мпк. Измерение BAO даёт результат $H_0 = 66–69$ (км/с)/Мпк. Это то, что мы называем напряжением Хаббла. Эти результаты должны совпадать, но они абсолютно не совпадают.
Теперь вы можете подумать, что это означает, что измерения сверхновых неверны, но всё не так однозначно. Все три этих метода основаны на предположениях о моделях и иерархии доказательств.
Астрономы полагали, что более точные данные сведут значения воедино, но они только ухудшились. Даже другие методы, использующие такие вещи, как гравитационное линзирование или астрономические мазеры, противоречат друг другу. Вот почему это новое исследование так интересно.
Работа не даёт полного обзора того, как их результаты изменят различные измерения Хаббла, но рассматривает большую тройку. Когда учитывается возраст галактик-хозяев, измерение сверхновых смещается гораздо ближе к двум другим.
Команда даже провела первоначальный тест своих результатов, используя галактики-хозяева примерно одного возраста, независимо от их красного смещения, и результаты оказались немного лучше. Учёт возраста галактик в данных о сверхновых, по-видимому, решает большую часть напряжения Хаббла.
Авторы отмечают, что их результаты всё ещё несколько предварительны. Существует около 300 далёких галактик, у которых есть наблюдаемая сверхновая и спектр, по которому можно определить возраст галактики-хозяина. Это небольшой размер выборки, поэтому, хотя результаты убедительны, они не являются окончательными.
Хорошая новость заключается в том, что, когда обсерватория Рубина заработает в этом году, мы сможем определить возраст тысяч далёких галактик. Через несколько лет мы узнаем, верна ли эта новая модель. Если это так, то нам придётся отказаться от космологической постоянной как единственного источника тёмной энергии.