В 1990-е годы у нас были несовпадения одних наблюдательных данных с другими. Мы думали, что параметр, который описывает расширение Вселенной, — постоянная Хаббла — чуть-чуть отличается. Она отличалась практически в два раза: где-то 50, где-то 80. Промежуточные данные были разными, кто-то говорил, что Вселенная вообще стационарна. Понятно, что во Вселенной что-то не так, как мы представляем. Эти нестыковки были, и всегда считалось полезным их исследовать.
Открыли темную энергию, и оказалось, что есть новый компонент, который объяснил многие вещи, связанные с различием скорости расширения Вселенной в различные эпохи. Постоянная Хаббла стала называться параметром Хаббла, который как раз описывает скорость расширения в разное время. Физики и астрофизики получили урок: мы не всегда все знаем. Например, у вас есть нерешенная проблема: вы не знаете, что такое темная материя, то есть измерен только сам факт ускоренного расширения Вселенной. Мы не можем объяснить, почему у нас во Вселенной отсутствует антивещество, почему доминирует вещество в окружающем нас мире. Хотя мы знаем, что антивещество было и есть фотоны, которые образовались из аннигиляции вещества и антивещества. Поэтому сразу отказаться от новых моделей сложно, если они не противоречат наблюдательным данным.
Есть ли у нас противоречия в современных наблюдательных данных, когда мы работаем с космологической моделью Lambda-CDM, в которой доминирует темная энергия, темная материя? Lambda-CDM — это семейство моделей, то есть мы можем варьировать какие-то параметры. Например, постоянная Хаббла будет не 67,7, как сейчас, с точностью полкилометра, а 70 с точностью 5 километров. Однако данные космологической миссии «Планк» показывают, что мы знаем шесть основных параметров Вселенной с точностью больше 1%. Это очень сильное заявление, и я его поддерживаю, потому что для этого заявления использовались данные, полученные разными коллективами, разными сетами разных миссий: и миссии WMAP НАСА, и космической миссии «Планк», и примерно 60 различными телескопами на Земле, которые обрабатывают данные реликтового излучения.
Модель независимо поддержана результатами цифрового обзора барионных осцилляций. Впервые осцилляции были рассчитаны для холодной плазмы Андреем Дмитриевичем Сахаровым. В 1964 году он сделал работу в предположении, что Вселенная вначале была холодной, согласно доминирующей в то время гипотезе. Скопившееся вещество привлекает к себе фотоны, которые разрывают его. Дальше как по воде расходятся волны, образуются какие-то пики. Теория была верна, эта же идея используется сейчас для горячей плазмы. Поэтому если мы расширяем Вселенную, то у нас выживают масштабы, которые целое число раз помещаются во Вселенной на данном этапе, а значит, у нас есть выделенные размеры не только в реликтовом излучении, но и в распределении невидимого вещества.
Распределения и выделенные масштабы исследовались и искались последние тридцать лет, и они были найдены в XXI веке. По ним удалось восстановить космологические параметры: плотность темной материи, плотность темной энергии, плотность видимой материи, которые соответствуют с точностью до процента тому, что было получено в данных реликтового излучения. Два разных эксперимента, две разных области согласуются между собой.
Однако если мы знаем, как эволюционировала Вселенная, то мы можем измерить, когда образовались первые звезды. По данным реликтового излучения максимум образования первых звезд лежит от 400 до 700 миллионов лет после Большого взрыва. Это были массивные звезды, сотни масс Солнца, они были яркими и жили мало. У них было сильное ультрафиолетовое излучение, они ионизовали нейтральный водород и гелий, которые стали нейтральными после остывания Вселенной, после эпохи рекомбинации. Плазма отразилась в реликтовом излучении на электрической моде поляризации, которую измерили на миссии «Планк».
Можно сказать, как расширяется Вселенная в различные эпохи. Мы восстанавливаем параметры Хаббла с очень высокой точностью для каждого красного смещения, то есть для каждого момента времени. Но оказалось, что, если мы используем близкие объекты, ситуация меняется. Значит, нестыковки раньше искались по звездам нашей Галактики. Например, есть звезда, возраст которой 13,6 миллиарда лет, ее возраст практически сравним с возрастом Вселенной. А на самом деле это звезда, которая практически точно совпадает с возрастом нашей Галактики. Звезда мало эволюционирует, но с ее помощью нельзя опровергнуть результаты.
Результаты современной космологической модели Lambda-CDM пытаются опровергнуть другим образом. Берем скопление галактик — массивные объекты с массой 1015 масс Солнца. И хотя мы на самом деле не знаем их размеры, но мы можем использовать их как стандартные линейки. Мы знаем их размер с точностью до чувствительности современных телескопов, дальше по ним можем оценивать скорости расширения или плотность местной Вселенной. И здесь начинаются расхождения в распределении видимого вещества. Это параметр Хаббла в настоящий момент времени. По данным «Планк», он составляет 67,7 километра в секунду на мегапарсек с точностью до полукилометра. Это точность, полученная по данным миллиметрового диапазона со всего неба на момент эпохи рекомбинации, когда Вселенной было 380 тысяч лет после Большого взрыва. Параметр Хаббла или плотность темной энергии может быть, по некоторым данным, 74 километра в секунду на мегапарсек, относительная плотность темной энергии 72 или 73 в безразмерных единицах, что выходит за нормы допустимого. Если мы считаем в рамках одного сигма, а тут выходит за три сигма, это ошибка.
Есть такая штука, которая называется функция правдоподобия, у нее есть уровни значимости. Астрономы и физики считают, что все прекрасно, если мы на уровне пять сигма, то есть видим очень яркие объекты на уровне шумов. Если мы попадаем в центральную часть функции правдоподобия, мы видим там с вероятностью 99,999%. Если мы идем под уровень три сигма, то у нас могут возникать вопросы. На уровне четыре сигма происходит различие по данным скопления галактик по двум параметрам.
Что еще любопытно? Один из открывателей темной энергии Адам Рисс выпустил три работы, в которых говорится, что, скорее всего, данные измерения реликтового излучения и барионных осцилляций неправильны. Для расчетов Рисс использует сверхновые типа 1а — это стандартная свеча, которая использует белые карлики в двойных системах как объекты стандартной массы в момент взрыва, дающего стандартную яркость. По кривой блеска спадающего излучения мы можем определить, что это точно сверхновая 1а. Раз так, мы можем определить область, в которой начали этот спад наблюдать, потому что склон у этой кривой неоднородный, мы можем понять, где мы в нее вошли, получить настоящую светимость в максимуме и по ней определить расстояние до этого объекта. Рисс, используя данные для сверхновых, построил зависимость и с очень высокой точностью определяет, что плотность темной энергии 74%, что сильно отличается от того, что дает «Планк», — 69%. Это сильное отличие он приписывает систематике Планка.
На самом деле все достаточно просто. Можно просто открыть статью Рисса и посмотреть, какие данные он использует и что туда входит. Он использует сверхновые до красного смещения 1,5. Это приблизительно возраст Вселенной около 3 миллиардов лет. Для нас это достаточно близкая Вселенная, то есть он не видит дальние части. У него не очень много объектов в списке, порядка 2000. Причем последние объекты не совсем уверенные. Кроме того, есть небольшая неясность со сверхновыми типа 1а. Белый карлик может выедать вещество у гиганта, звезды-гиганта, которая существует с ним в паре, а может сливаться с другим белым карликом, который является его парой. Возможно, будут различия, но специалисты говорят, что они не так существенны. И в основном у нас вспыхивают белый карлик и гигант. Однако все равно это вызывает сомнения в тех результатах, которые выдает Рисс.
Самое главное объяснение этого различия состоит в том, что оценка как для скоплений галактик, так и для сверхновых типа 1а вызвана локальным объемом. Рисс предлагал интересную идею. Он говорил, что физика ранней Вселенной отличается от физики здесь. То есть можно попытаться предложить модель локальных пузырей, которые расширяются с другой скоростью. То есть расширяется Вселенная, но возможны локальные расширения, не связанные со стандартными скоростями, потому что, когда мы измеряем скорости движения галактик, мы все равно вычитаем среднюю компоненту, чтобы отловить расширение Вселенной по видимому разбеганию галактик. Расширение Вселенной — это хаббловский поток, все галактики от нас удаляются. Локальные движения, связанные с движением галактик в скоплении галактик, учитываются по средним скоростям. Но, возможно, действует еще какой-то один фактор.
Нестыковки остаются, и, с моей точки зрения, они очень важны, потому что заставляют нас дополнительно исследовать эти проблемы. И хорошо, что мы все больше и больше убеждаемся, что космологическая модель Lambda-CDM пока работает правильно.
Еще один момент, который вызывает большой интерес в рамках нестыковок современной космологической модели, связан с аномалиями. Нынешние аномалии реликтового излучения показывают нам неоднородности распределения фона, а именно анизотропия. Статистическая анизотропия — это различное поведение в различных направлениях среднего сигнала или свойств среднего сигнала по различным направлениям в карте реликтового излучения. Обнаруженные нестыковки называются аномалии, которые интересны тем, что они могут иметь природу, отличную от принятой в современной физике. Может быть, в ранней Вселенной было что-то не так.
Разрабатывается много альтернативных моделей, которые очень полезны для понимания того, что было вначале. Доминирующая сейчас модель — это инфляционная космологическая модель Lambda-CDM. Вселенная в очень короткие промежутки времени, 10-35 секунды, расширилась приблизительно в 1030 раз. Ее размеры увеличились, все, что было в момент этого образования, разнесено на масштабы всего неба. Вакуум однороден, и, значит, все там должно быть однородно. Но на самых больших масштабах мы видим, что это не так. Значит, это может быть вызвано другими полями, и тут начинаются нестыковки. Это одна из очень интересных областей современной космологии — понять, что произошло в эти первые 10-35 секунды. Чем меньше размеры, тем интереснее жизнь.
