Измервания за определяне на константата на Хъбъл: Напрежение
Linas JuozėnasСподели
Арка на знанието · Вселена · Глава 10 / Статия 07
Една Вселена. Неразрешен въпрос за темпа на разширение.
Колко бързо се разширява Вселената днес? Астрономите могат да изследват този въпрос чрез близки звезди или древната светлина от ранната Вселена. Оказва се, че най-точните отговори на тези методи трудно се съгласуват.
Защо отговорът би зависел от избрания метод?
Представете си, че оценявате едно и също разстояние с два внимателно калибрирани уреда и забелязвате, че отговорите им продължават да се различават, дори когато измерванията стават по-точни. Несъответствието на Хъбъл е космическа версия на този проблем.
Това е несъответствие между различни начини за определяне на сегашния темп на разширение. За да го разберем, трябва да проследим как наблюденията се преобразуват в разстояния, къде се включват физични допускания и кои измервания осигуряват действително различни проверки.
Какво измерва константата на Хъбъл?
Т.нар. параметър на Хъбъл, H(t), описва относителния темп на нарастване на космическия мащабен фактор: H(t) = ȧ/a. Долният индекс в означението H₀ показва стойността му днес. Въпреки думата „константа“, H обикновено се променя в хода на космическата история. Затова сравняването на оценки за H₀ се различава от сравняването на темпа на разширение в два различни периода.[1]
v ≈ H₀d
При малко червено отместване скоростта на отдалечаване е приблизително пропорционална на разстоянието. Ако H₀ беше 70 km/s/Mpc, галактика на разстояние 100 мегапарсека, движеща се заедно с равномерно разширяващата се Вселена, би се отдалечавала със скорост около 7 000 km/s. Това е илюстративна стойност. Един мегапарсек е приблизително 3,26 милиона светлинни години.[2]
Самостоятелните галактики също се движат под влиянието на гравитацията на околната среда. Тези пекулиарни скорости затрудняват определянето на разширението по червеното отместване, особено на малки разстояния. Космолозите вземат това предвид, когато подбират и анализират галактики, използвани за оценка на H₀.[3]
Как работи стълбицата на разстоянията
Този подход започва с разстояния до близки обекти, които могат да се калибрират геометрично, а след това те се свързват с по-ярки обекти на по-големи разстояния. Няколко опорни точки помагат да се провери скалата на разстоянията:
- Паралакси на звездите в Млечния път: видимото годишно движение на близките звезди позволява да се определят разстоянията до тях. След това може да се калибрира светимостта на цефеидите, като се отчетат инструменталните отмествания на паралакса.[4]
- Затъмнителни двойни звезди в Големия Магеланов облак: измерванията на орбитите позволяват да се ограничат възможните размери на звездите; калибрирана зависимост за повърхностната яркост позволява да се определят ъгловите им размери. Сравнението между физическия и ъгловия размер дава разстоянието.[5]
- Водни мазери в галактиката NGC 4258: радионаблюденията проследяват газа, който обикаля около централната черна дупка. Данните за положенията, скоростите и ускоренията в диска позволяват да се ограничат възможните стойности на разстоянието до галактиката.[6]
Променливите цефеиди се характеризират със зависимост между периода на пулсация и светимостта. След калибрирането им цефеидите в галактики, в които са избухвали свръхнови от тип Ia, помагат да се определи абсолютната светимост на тези свръхнови. В този процес се включват корекции за металичността и праха.[7]
Свръхновите от тип Ia са стандартизируеми свещи: светимостта им се коригира според формата на кривата на блясъка, цвета и други измерени свойства. Калибрираната зависимост позволява да се определят разстоянията до обекти в по-далечна извадка, където равномерното разширяване се различава по-лесно от локалните движения. Некалибрираната светимост на свръхновите сама по себе си позволява да се определят относителни разстояния, а не абсолютната стойност на H₀.[8]
Как CMB позволява да се определи днешната стойност
В тази космическа микровълнова фонова радиация са запечатани акустичните структури на ранната Вселена. Разстоянията между тях и относителната им сила позволяват да се ограничат стойностите на свойствата на първичната плазма и на характерния мащаб на разпространение на звука. Космологичният модел свързва този физически мащаб с наблюдавания му ъглов размер и с разстоянието до повърхността на последното разсейване. След това историята на разширяването, напасната към данните, позволява да се определи H(z), включително H₀ при z = 0.[9]
Обичайният референтен модел е плоският ΛCDM: общата теория на относителността с обикновена материя, студена тъмна материя, лъчение и космологична константа в пространствено плоска Вселена. Често цитираният резултат на „Planck“ за H₀ е извод, получен въз основа на този модел чрез измервания на температурата, поляризацията и лещирането на CMB.[10]
Изследването не се ограничава до един спътник. В анализа ACT DR6 от 2025 г. са сравнени измервания на температурата и поляризацията, направени с различни инструменти и в различни ъглови мащаби. Съвместното напасване на модела към данните от ACT и „Планк“, включващо данни за гравитационното лещиране на CMB и барионните акустични осцилации от DESI DR2, даде 68,43 ± 0,27 km/s/Mpc при плоския модел ΛCDM. Това е съвместен резултат, а не само измерване на ACT или отговор, независим от модела.[11]
Колко голямо е това несъответствие?
Полезна отправна точка е сравнението на резултатите на „Планк“ от 2018 г. с анализа на цефеиди и свръхнови на екипа SH0ES от 2022 г. Тези конкретни резултати от съответните години открояват основния проблем, но не обхващат всички съвременни методи.
Ако публикуваните грешки за тези две стойности се приемат за независими и приблизително гаусови, разликата е около 4,9 стандартни отклонения. Това изчисление обяснява обичайното определение „около пет сигми“. То зависи от сравняваните набори от данни, оценките на неопределеността и модела.
Статистически значимото несъответствие не разкрива причината за него. Посоченият брой сигми не показва нито дали е останала неоткрита грешка в калибрирането, нито каква нова физична теория би била необходима, ако изобщо е нужна. Друг набор от данни също може да даде различна статистическа значимост.
Какво показват по-новите звездни измервания?
JWST проверява влиянието на струпването на звезди
Близките звезди могат да изкривят измерената светимост на цефеида, затова проверката за влиянието на струпването на звезди беше важна. В изследването SH0ES от 2025 г. наблюденията на JWST, включително наблюдения на необичайно рядко звездно поле в галактиката NGC 3447, бяха използвани за сравнение на разстоянията, определени чрез цефеиди, с измерванията на телескопа „Хъбъл“. Изследването не откри толкова голямо изместване, причинено от струпването на звезди, че то да може да обясни несъответствието. Така се проверява конкретно обяснение, но не се изключват всички възможни систематични грешки в стълбата на разстоянията.[12]
Червените гиганти предлагат друг подход
Така нареченият връх на клона на червените гиганти, или TRGB, обозначава границата в разпределението на светимостта на червените гиганти с ниска маса, свързана с началото на горенето на хелий в ядрото. Той може да се измери в сравнително редките звездни полета в покрайнините на галактиките. Калибрирането му обаче зависи от свойствата на звездната популация, избора на полета и избраната отправна точка за разстоянията.[13]
В преработения доклад на програмата „Чикаго–Карнеги Хъбъл“ от 2025 г. е получена стойност H₀ = 70,39 km/s/Mpc според избрания в него анализ на TRGB, основан на данни от HST и JWST, с отделни неопределености от ±1,22 статистическа, ±1,33 систематична и ±0,70 от калибрирането на свръхновите. Като се вземе предвид този по-широк бюджет на грешките, резултатът е статистически съвместим и с двете ориентировъчни оценки. Резултатът е получен чрез конкретен анализ, така че не представлява универсален отговор, даден от червените гиганти.[13]
Методът JAGB, основан на въглеродно богати звезди гиганти, е друг показател за разстояние, който все още се разработва. Не всички анализи дават ниска стойност на H₀: изборът на звездни полета и начинът, по който се обобщават разпределенията на светимостта им, могат да променят калибрирането. Сравняването на едни и същи галактики чрез различни показатели е особено полезно за откриването на такива разлики.[14]
Един доклад на „Local Distance Network“, публикуван през 2025 г., обедини няколко индикатора на ниво техните взаимосвързани измервания и получи 73,50 ± 0,81 km/s/Mpc. В него са взети предвид общите калибрационни неопределености, вместо просто да се усреднят публикуваните стойности на H₀. Тъй като са използвани съществуващи наблюдения, този резултат не е допълнителен независим глас наред с тези наблюдения.[15]
Какво добавят BAO към общата картина?
Барионните акустични осцилации запазват характерен мащаб в разпределението на материята. Измерването на този мащаб при различни червени отмествания ограничава разстоянията и разширяването спрямо физическата дължина на линийката, обикновено означавана с rd. Това е звуковият хоризонт в епохата на барионното забавяне, която настъпва малко след епохата на последното разсейване, използвана за описване на основния акустичен мащаб на CMB.[16]
Така наречените обратни стълби на разстоянията свързват калибрирана линийка от ранната Вселена с BAO и относителните разстояния до свръхнови, за да се стигне до настоящето. Само BAO оставят значимо израждане на параметрите между H₀ и rd. За да се определи абсолютната стойност на H₀, е необходимо физично калибриране – чрез космологичен модел и информация от CMB или чрез първичните количества на елементите при стандартни предположения за ранната Вселена.[17]
Независимите наблюдения могат да се основават на общи физични предположения. Без данните за анизотропията на температурата на Планк анализът не става автоматично независим от физиката на ранната Вселена. Калибрирането на линийката остава част от извеждането на заключения.[17]
Кои кръстосани проверки се основават на други принципи?
Най-силните кръстосани проверки променят източника на абсолютната скала на разстоянията. Ползата от тях зависи от това какво измерват независимо и какви неопределености остават.
| Метод | Откъде се определя разстоянието | Какво все още трябва да се вземе предвид |
|---|---|---|
| Галактики с мегамазери | Ъглови позиции на излъчващия радиовълни газ, доплерови скорости и ускорения | Модели на дисковете и пекулярни скорости; това се различава от използването на NGC 4258 като отправна точка за звездни разстояния.[18] |
| Времеви закъснения при силно гравитационно лещиране | Повтарящи се сигнали от променливостта на квазара, пристигащи по различни светлинни пътища | Масата на лещата, движението на звездите и материята на преден план; не е необходима нулевата точка на звездните стандартни свещи.[19] |
| Гравитационни вълнови сирени | Светлинно разстояние, определено по формата на вълната въз основа на общата теория на относителността | Ориентацията на двойната система, калибрирането на детектора и независима информация за червеното отместване.[20] |
| Флуктуации на повърхностната яркост | Флуктуации в яркостта между пикселите, причинени от отделни неразрешени звезди | Моделиране на популацията и абсолютна нулева точка, за която може да се използва общо калибриране по цефеиди или TRGB.[21] |
Съвременните анализи на гравитационни лещи TDCOSMO изследват подробно гъвкави профили на масата. Стойността на H₀, която те определят, варира в зависимост от използваната допълнителна информация. Например може да се включи ограничение върху формата на историята на разширяването, получено от свръхнови, без да се включва абсолютното калибриране на свръхновите, основано на цефеиди. Затова независимостта трябва да се описва точно.[22]
Стандартните сирени предлагат още един обещаващ подход. Когато не може да се установи конкретна галактика, в която се намира източникът, каталозите на галактиките и моделите на популациите от източници могат да предоставят статистическа информация за червеното отместване. Космологичният анализ на GWTC-4 на научната група на LVK моделира тези компоненти и ефектите от подбора, но неопределеността на H₀ остана достатъчно голяма, за да обхване основните конкуриращи се стойности. Той не разреши несъответствието.[23]
Какво би могло да обясни несъответствието?
Оставащ проблем с измерването или калибрирането
Прахът, звездните популации, калибрирането на уредите, подборът на свръхнови и локалните движения - всичко това влияе върху определянето на разстоянието. Резултатите от няколко метода могат да се изменят заедно, ако имат обща отправна точка или калибриране. Сравняването на показатели в едни и същи галактики и оценката на разпространението на общите им неопределености помагат да се разграничи физическото несъответствие от несъответствието, наследено чрез мрежата от измервания.[15]
Влиянието на локалните структури също може да бъде проверено. В стандартните симулации на ΛCDM, които възпроизвеждат неравномерното разпределение на извадката от свръхнови, прогнозираните локални флуктуации в измерените стойности на H₀ са значително по-малки от разликата между референтните стойности. Следователно в тези модели обичайните локални флуктуации не са достатъчни, за да обяснят несъответствието, а по-радикалните хипотези за космически кухини трябва да издържат независими проверки, основани на наблюдения.[3]
Нова физика преди рекомбинацията
Ранната тъмна енергия е хипотетичен краткотраен енергиен компонент, който увеличава скоростта на разширение на ранната Вселена и намалява звуковия хоризонт. По-малка измервателна линийка може да позволи определянето на по-висока стойност на H₀, като същевременно се запазят измерените акустични ъгли. Но същата промяна влияе и върху други характеристики на космическия микровълнов фон и растежа на структурите на материята, които трябва да останат съвместими с наблюденията.[16]
Заключението зависи от модела и анализа. В изследване от 2025 г., съчетаващо данните от ACT DR6 и DESI DR2, е установено, че ранната тъмна енергия остава възможно обяснение; доколко данните я подкрепят зависи от избора на набори от данни, статистическата обработка и от това дали е включена информацията от SH0ES. Напасването на модел, при което висока локална стойност се използва като входна величина, не е независимо предсказание на тази стойност.[24]
По-широка промяна в модела на разширението
Промени в количеството излъчване, взаимодействията на неутриното, физиката на рекомбинацията или тъмната енергия в късните епохи могат да променят космологичните заключения. Не е достатъчно просто да се промени H₀: доброто обяснение трябва също да възпроизведе измерената акустична структура и зависимостта между разстоянието и червеното отместване. Промените в късните епохи са подложени и на допълнително изискване – да останат съвместими с калибрираната BAO измервателна линийка.[9]
Решението трябва да обяснява цялостната съвкупност от резултати
Убедителното решение не бива просто да постигне съвпадение между две централни стойности. То трябва да обясни защо първоначалните анализи са се различавали, да издържи проверки спрямо други наблюдения и да дава стабилни резултати при промяна на обосновани избори за калибриране и моделиране.
По-голяма стойност на H₀ автоматично ли означава по-млада Вселена?
Обратната величина, 1/H₀, е полезен времеви мащаб, наречен време на Хъбъл. Действителната възраст на Вселената зависи и от цялата история на разширението: t₀ = ∫0∞ dz / [(1 + z)H(z)]. При промяна на H₀ заедно с космологичния модел новата възраст не се определя еднозначно.[2]
Най-полезен напредък се постига чрез по-тясно свързване на различни наблюдения: проверка на звездните разстояния в едни и същи галактики, сирени с по-добре известни червени отмествания, измервания на гравитационно лещиране с по-точни ограничения върху масите и акустични измервания, проверени с различни инструменти. Всяко от тези подобрения намалява влиянието на различен възможен източник на привидното несъответствие.
Данните от изследванията са проверени: 8 септември 2026 г. При числовите примери са посочени анализът и периодът на публикуване; те не бива да се осредняват като независими измервания.
Източници и допълнителна литература
Първични изследвания, научни обзори и официална информация за програмите за наблюдение. Проверено през септември 2026 г. Оригиналните схеми обясняват разширението и методите за измерване. Сравнителната графика показва две публикувани оценки, като ясно посочва датите им.
- Дейвис и Лайнуивър (2004) — Разширяващо се объркванеСвързва разширението на Вселената, мащабния фактор, разстоянието и червеното отместване.
- Хог (1999, преработена 2000) — Мерки за разстояние в космологиятаОбяснява единиците на Хъбъл, конвенциите за определяне на разстоянията и историята на разширението, необходими за установяване на възрастта на Вселената.
- Ву и Хутерер (2017) — Дисперсия на извадката при локални измервания на константата на ХъбълПроверява как локалната структура и неравномерното разпределение на извадката от свръхнови влияят върху установената скорост на разширение.
- Рийс и др. (2021), Космически разстояния, калибрирани с точност до 1% с помощта на паралаксите от „Gaia EDR3“ и фотометрията на 75 цефеиди в Млечния път, извършена с космическия телескоп „Хъбъл“Паралаксите на звездите в Млечния път осигуряват геометрична отправна точка за калибриране на светимостта на цефеидите.
- Pietrzyński и др. (2019), Разстоянието до Големия Магеланов облак, определено с точност до един процентРазделените затъмнителни двойни звезди осигуряват отделна геометрична отправна точка в Големия Магеланов облак.
- Reid, Pesce и Riess (2019), Прецизирано разстояние до NGC 4258 и значението му за константата на ХъбълВодните мазери, обикалящи около централната черна дупка на NGC 4258, позволяват геометрично калибриране на разстоянието.
- Riess и др. (2022), Подробно измерване на локалната стойност на константата на Хъбъл с неопределеност от 1 km/s/MpcИзрично датирана еталонна оценка на SH0ES за 2022 г., базирана на цефеиди и свръхнови: H₀ = 73.04 ± 1.04 km s⁻¹ Mpc⁻¹, включително систематичните грешки.
- Scolnic и др. (2022), анализът Pantheon+: пълният набор от данни и публикуваните криви на светимосттаСвръхновите от тип Ia стават полезни показатели за разстояние след корекции на кривата на светимостта, цвета, подбора и калибрирането.
- Knox и Millea (2020) — Наръчник за ловци на константата на ХъбълПоказва как настоящата скорост на разширяване се определя от акустичните характеристики на космическия микровълнов фон с помощта на космологичен модел.
- Колаборацията Planck (2020) — космологични параметри на Planck 2018Еталонният резултат 67,4 ± 0,5 е получен при допускането, че е валиден базовият модел ΛCDM за плоска Вселена, и въз основа на данните на Planck за температурата, поляризацията и гравитационното лещиране.
- Louis и др. (2025) — спектри на мощността ACT DR6, функции на правдоподобие и параметри на ΛCDMСъпоставките между температурните и поляризационните данни не се ограничават до „Planck“; съвместните резултати зависят от избраните набори от данни.
- Riess ir kt. (2025), Идеалната галактика домакин: наблюдения с JWST на цефеиди в галактиката домакин на свръхнова от тип Ia без фоново сияние потвърждават, че в измерванията на константата на Хъбъл няма системно отместванеJWST проверява пряко влиянието на струпването на звезди върху стълбицата на разстоянията, базирана на цефеиди, включително в изключително рядко населеното със звезди поле в галактиката NGC 3447.
- Freedman и др. (2025), Доклад за състоянието на програмата „Чикаго–Карнеги“ за Хъбъл: измерване на константата на Хъбъл с космическите телескопи „Хъбъл“ и „Джеймс Уеб“Актуализираният доклад на CCHP използва разстояния, определени чрез методите TRGB и JAGB, и показва защо резултатите от локалните методи не могат да се обобщят с едно универсално число.
- Li и др. (2025), JAGB 2.0: по-точни ограничения върху константата на Хъбъл, определени въз основа на звезди от асимптотичния клон на гигантите в J-обхвата, с разширена извадка от наблюдения на JWSTБогатите на въглерод гиганти са още един звезден индикатор за разстояние; въздействието на калибрирането и звездните популации продължава да се изследва.
- Сътрудничеството H0DN (2025), Мрежа за локални разстояния: доклад, изготвен с консенсус в общността, за измерване на константата на Хъбъл с точност ~1 %При съвместния анализ на мрежата се комбинират локални индикатори за разстояние и се отчита общото им калибриране.
- McDonough и др. (2023) — Ограничения върху ранната тъмна енергия въз основа на наблюденияОбяснява се как временен енергиен компонент в ранната Вселена променя звуковия хоризонт и други наблюдаеми величини.
- Addison и др. (2018) — Измервания на BAO и несъответствието в константата на ХъбълBAO ограничават съотношенията на разстоянията; за определяне на абсолютната стойност на константата на Хъбъл е необходимо калибриране чрез физически еталон за дължина.
- Pesce и др. (2020) — Проект за космология с мегамазери. XIII. Съвместни ограничения върху константата на ХъбълРадионаблюденията на орбитиращи водни мазери позволяват геометрично да се определят разстоянията до галактиките, без да се използва стълбата на разстоянията, основана на звездната светимост.
- Birrer и др. (2024) — Космография на времевите закъснения: измерване на константата на Хъбъл и други космологични параметри чрез силно гравитационно лещиранеПовтарящите се промени в яркостта, закъсненията във времето на пристигане на сигналите и моделите на лещите заедно позволяват да се ограничат абсолютните космологични разстояния.
- Abbott и др. (2017) — Измерване на константата на Хъбъл чрез метода на стандартните сирени с гравитационни вълниСливането GW170817 демонстрира начин за определяне на абсолютно разстояние чрез формата на гравитационната вълна и отделно идентифицирана галактика домакин.
- Blakeslee и др. (2021) — Константата на Хъбъл според разстояния, определени чрез флуктуации на повърхностната яркост в инфрачервения диапазонФлуктуациите на повърхностната яркост осигуряват различен индикатор за разстояние, но абсолютната им скала може да се основава на обща калибрация чрез цефеиди или TRGB.
- Колаборация TDCOSMO (2025) — Космологични ограничения от закъсненията във времето при силно гравитационно лещиранеСъвременните анализи на времевите закъснения съчетават изображенията на лещите, движенията на звездите и структурата на предния план, като допускат гъвкав избор на профили за разпределението на масата.
- Колаборация LIGO–Virgo–KAGRA (2025) — GWTC-4.0: ограничения върху скоростта на космическото разширение и модифицираното разпространение на гравитационните вълниСъвременните анализи на стандартни сирени съчетават разстоянията, определени от вълните, със статистическа информация за червеното отместване и изрично моделират неопределеностите при селекцията и популацията.
- Poulin и др. (2025) — ACT DR6, DESI DR2 и ранната тъмна енергияПоказва как изборът на данни и статистическите методи променят оценката на решението, основано на ранната тъмна енергия.
Космология и мащабната структура на Вселената
- Космическа инфлация: теория и подкрепящи я данни
- Космическата мрежа: нишки, празнини и свръхкупове
- Подробности за структурата на космическия микровълнов фон
- Барионни акустични осцилации
- Обзорни изследвания на червеното отместване и картографиране на Вселената
- Гравитационно лещиране: естествен космически телескоп
- Измерване на константата на Хъбъл: несъответствието · Вие сте тук
- Обзорни изследвания на тъмната енергия
- Анизотропии и нехомогенности
- Текущи дискусии и въпроси без отговор