Сравнение разрешения данных CMB, собранных Planck и SPT-3G. Фото: Телескоп Южного полюса:
Благодаря головокружительному росту инструментов космических наблюдений и измерений, а также некоторым новым достижениям (в первую очередь «открытию» того, что мы называем темной материей и темной энергией) и все это на фоне общей теории относительности, начало 2000-х годов было временем, когда ничто, казалось, не могло бросая вызов развитию наших знаний о космосе, его происхождении и будущей эволюции.
Несмотря на то, что мы знали, что нам еще многое предстоит открыть, очевидное согласие между нашими наблюдениями, расчетами и теоретическими основами указывало на то, что наши знания о Вселенной будут значительно и непрерывно расти.
Однако, благодаря все более сложным наблюдениям и расчетам, появление, казалось бы, небольшого «сбоя» в нашем понимании Вселенной оказалось способным заклинить, казалось бы, идеально смазанные механизмы. Сначала считалось, что эту проблему можно решить с помощью еще более точных расчетов и измерений, но это оказалось не так.
«Космологическое напряжение» (или напряжение Хаббла) — это несоответствие между двумя способами расчета так называемого параметра Хаббла H0, который описывает расширение Вселенной.
Параметр Хаббла можно рассчитать двумя способами:
- Астрофизические наблюдения небесных тел определяются как локальные, т. е. не очень далекие от нас: можно вычислить скорость, с которой удаляются тела на разных расстояниях. Расширение и H0 в данном случае рассчитываются путем сравнения скоростей и расстояний.
- Расчеты основаны на данных космического микроволнового реликтового излучения — слабого и чрезвычайно далекого излучения, возникшего еще в самой ранней Вселенной. Информация, которую мы собираем на этом расстоянии, позволяет нам рассчитать скорость расширения Вселенной и параметр Хаббла.
Эти два источника предоставили не совсем равные, но очень близкие и согласованные значения H0, и в то время казалось, что два метода показывают хорошее согласие. Бинго.
Примерно в 2013 году мы поняли, что «цифры не сходятся». «Появившееся расхождение может показаться небольшим, но, учитывая, что планки погрешностей с обеих сторон становятся намного меньше, разрыв между двумя измерениями становится большим», — объясняет Халифе.
Первоначальные два значения H0 на самом деле были не слишком точными, а поскольку «полосы погрешностей» были достаточно большими, чтобы перекрываться, была надежда, что будущие более точные измерения наконец совпадут. «Затем появился эксперимент «Планк», давший очень малую планку погрешностей по сравнению с предыдущими экспериментами», но все же сохранивший несоответствие, разбивший надежды на легкое решение.
«Планк» — спутник, запущенный в космос в 2007 году для получения столь подробного изображения реликтового излучения, как никогда раньше. Результаты, опубликованные несколько лет спустя, подтвердили, что расхождение было реальным, и то, что вызывало умеренную озабоченность, превратилось в серьезный кризис. Короче говоря: самые последние и самые близкие части Вселенной, которые мы наблюдаем, рассказывают другую историю или, скорее, подчиняются другой физике, чем самые старые и самые отдаленные, что очень маловероятно.
Если дело не в измерениях, то, возможно, это ошибка теории, подумали многие. Текущая принятая теоретическая модель называется ΛCDM. ΛCDM во многом основана на Общей теории относительности — самой необычной, элегантной и неоднократно подтвержденной наблюдениями теории Вселенной, сформулированной Альбертом Эйнштейном более века назад — и принимает во внимание темную материю (интерпретируемую как холодную и медленно движущуюся) и темную энергию. как космологическая константа.
За последние годы были предложены различные альтернативные модели или расширения модели ΛCDM, но до сих пор ни одна из них не оказалась убедительной (а иногда даже тривиально проверяемой) в существенном снижении «напряжения».
«Важно протестировать эти различные модели, посмотреть, что работает, а что можно исключить, чтобы мы могли сузить путь или найти новые направления», — объясняет Халифе. В своей новой статье он и его коллеги на основе предыдущих исследований выстроили в ряд 11 таких моделей, внося некоторый порядок в созданные теоретические джунгли.
Модели были протестированы аналитическими и статистическими методами на различных наборах данных как из ближней, так и из далекой Вселенной, включая самые последние результаты сотрудничества SH0ES (Сверхновая H0 для уравнения состояния) и SPT-3G (новая модернизированная камера). телескопа Южного полюса, собирающего реликтовое излучение). Работа была опубликована в Журнале космологии и физики астрочастиц.
Три из выбранных моделей, которые в предыдущих работах были показаны как жизнеспособные решения, в конечном итоге были исключены из новых данных, которые учитываются в этом исследовании. С другой стороны, остальные три модели все еще кажутся способными снизить напряжение, но проблему это не решает.
«Мы обнаружили, что они могут снизить напряжение статистически значимым образом, но только потому, что у них очень большая планка ошибок, а прогнозы, которые они делают, слишком неопределенны для стандартов космологических исследований», — говорит Халифе.
«Существует разница между решением и уменьшением: эти модели уменьшают напряжение со статистической точки зрения, но не решают его», а это означает, что ни одна из них не предсказывает большое значение H0 только на основе данных CMB. В целом ни одна из протестированных моделей не оказалась лучше других, изученных в этой работе, в снижении напряжения.
«Благодаря нашему тесту мы теперь знаем, на какие модели нам не следует смотреть, чтобы снять напряжение», — заключает Халифе, — «а также мы знаем модели, на которые мы, возможно, будем обращать внимание в будущем».
Эта работа может стать основой для моделей, которые будут разработаны в будущем, и, ограничивая их все более точными данными, мы могли бы приблизиться к разработке новой модели нашей Вселенной.
Информация от: Международной школой перспективных исследований (SISSA).
