Насколько тяжела вселенная? Противоречивые данные намекают на новую физику

Два совершенно разных способа «взвешивания» космоса дают разные результаты. Если более точные измерения не могут устранить несоответствие, физикам, возможно, придется пересмотреть стандартную модель космологии, наше лучшее описание Вселенной.

«Если это действительно проблеск распада стандартной модели, это будет потенциально революционно», — говорит астроном Хендрик Хильдебрандт из Рурского университета в Бохуме, Германия.

Подобные опасения относительно правильности стандартной модели были подняты в течение последних нескольких лет двумя независимыми расчетами так называемой постоянной Хаббла, или скорости, с которой Вселенная расширяется сегодня. Эти два измерения также не совпадали, создавая так называемое напряжение Хаббла.

Новое несоответствие, называемое напряжением сигма-восемь, включает измерение плотности вещества во вселенной и степени его скопления, а не равномерного распределения.

Результат инкапсулируется в параметр, называемый сигма-восемь. Чтобы вычислить сигма-восьмерку, Хильдебрандт и его коллеги обратились к эффекту, называемому слабым гравитационным линзированием, при котором свет от далеких галактик слегка отклоняется к телескопам из-за гравитационного притяжения от вещества, которое находится между галактиками и Землей.

Результирующее искажение настолько мало, что едва меняет форму отдельной галактики. Но если вы возьмете в среднем формы десятков тысяч галактик в точке неба, появится сигнал слабой линзы. Предполагая, что галактики должны быть случайно ориентированы относительно Земли, их средняя форма должна быть почти круглой, то есть без слабой линзы. Но благодаря легким искажениям этого эффекта средняя форма вместо этого отклоняется к эллиптической.

Астрономы использовали этот сигнал, чтобы оценить количество и распределение промежуточной материи (как нормальной, так и темной) вдоль линий обзора в различные богатые галактиками области через большой участок неба. Другими словами, им удалось измерить космическую плотность вещества.

Но для этого требуется еще одна информация: расстояние до каждой изучаемой галактики. Обычно астрономы вычисляют расстояние до другой галактики, находя ее спектральное красное смещение — величину, на которую свет галактики смещается в сторону длинных волн красной стороны спектра. Чем больше красное смещение, тем больше расстояние до объекта.

Однако измерение отдельных спектральных красных смещений крайне неэффективно при работе с миллионами галактик. Поэтому ученые обратились к так называемому фотометрическому красному смещению, которое включает в себя получение нескольких изображений одного и того же участка неба на разных длинах волн, охватывающих оптический и ближний инфракрасный диапазоны. Исследователи использовали эти изображения для оценки красного смещения отдельных галактик в каждой области.

Для полного анализа ученые использовали изображения с высоким разрешением сотен квадратных градусов неба (полная луна имеет ширину около половины градуса) в девяти диапазонах длин волн — четыре оптических и пять ближних инфракрасных.

Эти наблюдения около 15 миллионов галактик были собраны в обзоре KiDS Европейской южной обсерватории и обзоре инфракрасных галактик VIKING с использованием двух небольших телескопов в Паранальской обсерватории в Чили.

Данные VIKING укрепили набор данных KiDS, предоставив многочисленные наблюдения одной и той же области неба в ближнем инфракрасном диапазоне. Чем больше расстояния до галактики, тем выше скорость, с которой она удаляется от нас.

Это приводит к тому, что большая часть света галактики подвергается красному смещению в ближний инфракрасный диапазон, поэтому полагаться только на оптические наблюдения недостаточно. Инфракрасные измерения захватывают большее количество света от таких галактик, что приводит к лучшим оценкам их фотометрического красного смещения.

Для того чтобы фотометрические красные смещения были как можно более точными, эти наблюдения были откалиброваны по спектроскопическим измерениям красного смещения нескольких из тех же галактик, выполненных с помощью более массивного восьмиметрового Очень большого телескопа в Паранале и 10-метрового телескопа Кек в Маун-Кеа на Гавайях.

Используя объединенные данные, покрывающие около 350 квадратных градусов неба, астрономы оценили сигма-восьмерку. Значение, которое они нашли, вступает в противоречие со значением сигмы-восемь, рассчитанной с помощью наблюдений космического микроволнового фона (CMB) спутника Планка — самого раннего наблюдаемого света во вселенной, который был испущен приблизительно через 380 000 лет после Большого взрыва.

Планк картировал изменения температуры и поляризации CMB от точки к точке на небе. Космологи могут использовать карту для расчета значения сигма-восемь для ранней вселенной. Используя стандартную модель космологии (в которой говорится, что вселенная состоит из примерно 5 процентов обычной материи, 27 процентов темной материи и 68 процентов темной энергии), они могут затем экстраполировать данные на протяжении более 13 миллиардов лет космической эволюции, чтобы оценить современное значение для сигма-восемь.

В этом и заключается напряжение. Согласно исследованию Хильдебрандта со слабой линзой, сигма-восемь составляет около 0,74, тогда как данные Планка дают значение около 0,81. «Вероятность того, что это (напряжение) является статистическим отклонением, составляет около 1 процента», — говорит Хильдебрандт. Статистические флуктуации — это случайные помехи в данных, которые могут имитировать фактические сигналы и могут исчезать с большим количеством данных. «Это не та ситуация, чтобы полностью потерять сон».

Во всяком случае, пока. Также возможна систематическая ошибка, скрывающаяся в расчетах одной или обеих команд исследователей. После того, как ученые выявят любые возможные ошибки, расхождение может исчезнуть.

Или это может быть не так, как в случае с напряжением Хаббла. По мере того как астрономические измерения становятся более точными, статистическая значимость напряжения Хаббла только возрастает, вызывая бессонные ночи более чем у нескольких озабоченных теоретиков. «Нечто очень похожее может произойти с нашим расхождением сигма-восемь», — говорит Хильдебрандт. «Мы не знаем».

«Теперь это расхождение считается статистически значимым, и вероятность того, что оно окажется случайностью, составляет менее одного к 3,5 миллионам. Напряжение сигма-восемь, с его вероятностью один к ста быть статистической аберрацией, находится там, где напряжение Хаббла было несколько лет назад. Таким образом, (это) пока менее значимо, но стоит следить за возможной связью», — говорят ученые.

Если напряжение Сигма-восемь поднимется до того же уровня статистической значимости, что и напряжение Хаббла, давление на переоценку стандартной модели космологии может стать слишком огромным, чтобы его игнорировать. В этот момент космологи могут быть вынуждены обратиться к новой физике, чтобы привести планковские оценки в соответствие с прямыми измерениями параметров современной Вселенной. «Это будет захватывающая альтернатива», — говорит Хендрик Хильдебрандт.

Потенциальные исправления «Новой физики» в стандартной модели могут включать изменение количества и природы темной энергии или темной материи — или того и другого, а также изменения того, как они взаимодействуют друг с другом и с нормальной материей.