Измерения для определения постоянной Хаббла: напряжение
Linas JuozėnasПоделиться
Арка знаний · Вселенная · Глава 10 / Статья 07
Одна Вселенная. Нерешённый вопрос о скорости расширения.
Как быстро расширяется Вселенная сегодня? Астрономы могут изучать этот вопрос с помощью близких звёзд или древнего света ранней Вселенной. Оказалось, что самые точные ответы, полученные этими методами, трудно согласовать.
Почему ответ должен зависеть от выбранного метода?
Представьте, что вы измеряете одно и то же расстояние двумя тщательно откалиброванными приборами и замечаете, что по мере повышения точности их показания всё равно расходятся. Несоответствие Хаббла — космическая версия этой проблемы.
Это расхождение между разными способами определить нынешнюю скорость расширения. Чтобы понять его, нужно проследить, как наблюдения переводятся в расстояния, где используются физические предположения и какие измерения дают действительно независимые проверки.
Что измеряет постоянная Хаббла?
Так называемый параметр Хаббла, H(t), описывает относительную скорость роста космического масштабного фактора: H(t) = ȧ/a. Нижний индекс в обозначении H₀ указывает на его сегодняшнее значение. Несмотря на слово «постоянная», H обычно меняется в ходе космической истории. Поэтому сравнение оценок H₀ отличается от сравнения скорости расширения в два разных периода.[1]
v ≈ H₀d
При малом красном смещении скорость удаления приблизительно пропорциональна расстоянию. Если бы H₀ составляла 70 км/с/Мпк, галактика на расстоянии 100 мегапарсеков, движущаяся вместе с равномерно расширяющейся Вселенной, удалялась бы примерно со скоростью 7 000 км/с. Это иллюстративное значение. Один мегапарсек равен примерно 3,26 миллиона световых лет.[2]
Отдельные галактики также движутся под воздействием гравитации своего окружения. Эти пекулярные скорости затрудняют определение расширения по красному смещению, особенно на малых расстояниях. Космологи учитывают их при отборе и анализе галактик, используемых для оценки H₀.[3]
Как работает лестница расстояний
Этот метод начинается с расстояний до близких объектов, которые можно калибровать геометрически, а затем связывает их с более яркими объектами, расположенными дальше. Проверить шкалу расстояний помогают несколько опорных точек:
- Параллаксы звёзд Млечного Пути: видимое годичное движение близких звёзд позволяет определить расстояния до них. Затем можно калибровать светимость цефеид с учётом инструментальных смещений параллакса.[4]
- Затменные двойные звёзды в Большом Магеллановом Облаке: измерения орбит позволяют ограничить возможные значения размеров звёзд; калиброванное соотношение поверхностной яркости позволяет определить угловые размеры. Сравнение физического и углового размеров даёт расстояние.[5]
- Водяные мазеры в галактике NGC 4258: с помощью радионаблюдений отслеживают движение газа вокруг центральной чёрной дыры. Данные о положениях, скоростях и ускорениях диска позволяют ограничить возможные значения расстояния до галактики.[6]
Переменные цефеиды характеризуются зависимостью между периодом пульсации и светимостью. После калибровки цефеиды в галактиках, где взорвались сверхновые типа Ia, помогают определить абсолютную светимость этих сверхновых. При этом учитываются поправки на металличность и пыль.[7]
Сверхновые типа Ia - стандартизируемые свечи: их светимость корректируют с учётом формы кривой блеска, цвета и других измеренных свойств. Калиброванное соотношение позволяет определять расстояния до объектов в более далёкой выборке, где равномерное расширение легче отделить от локальных движений. Одна лишь некалиброванная светимость сверхновых позволяет определять относительные расстояния, но не абсолютное значение H₀.[8]
Как реликтовое излучение позволяет определить современное значение
В этой космической микроволновой фоновой радиации запечатлены акустические структуры ранней Вселенной. Расстояния между ними и их относительная интенсивность позволяют ограничить значения свойств первичной плазмы и характерного масштаба распространения звука. Космологическая модель связывает этот физический масштаб с наблюдаемым угловым размером и расстоянием до поверхности последнего рассеяния. Затем подобранная по данным история расширения позволяет определить H(z), включая H₀ при z = 0.[9]
Обычная опорная модель - это плоская ΛCDM: общая теория относительности с обычным веществом, холодной тёмной материей, излучением и космологической постоянной в пространственно плоской Вселенной. Часто цитируемое значение H₀, полученное миссией «Планк», выведено на основе этой модели с использованием измерений температуры, поляризации и линзирования реликтового излучения.[10]
Исследование не ограничивается одним спутником. В анализе ACT DR6 2025 года сравнивались измерения температуры и поляризации, полученные с помощью разных инструментов и на разных угловых масштабах. Совместная подгонка модели к данным ACT и «Планка» с учётом линзирования реликтового излучения и данных DESI DR2 о барионных акустических осцилляциях дала 68,43 ± 0,27 км/с/Мпк для плоской модели ΛCDM. Это совместный результат, а не только измерение ACT и не ответ, не зависящий от модели.[11]
Насколько велико это расхождение?
Полезная точка отсчёта — сравнение результатов «Планка» за 2018 год с анализом цефеид и сверхновых команды SH0ES за 2022 год. Эти результаты за конкретные годы наглядно показывают основную проблему, но не охватывают все современные методы.
Если считать опубликованные погрешности этих двух значений независимыми и приблизительно гауссовыми, их разница составляет около 4,9 стандартного отклонения. Этот расчёт объясняет распространённое описание «около пяти сигм». Результат зависит от сравниваемых наборов данных, оценок неопределённости и модели.
Статистически значимое расхождение не раскрывает его причину. Указанное число сигм не показывает ни того, осталась ли незамеченная ошибка калибровки, ни того, какая новая физическая теория понадобилась бы, если она вообще нужна. Другая комбинация данных также может дать иную статистическую значимость.
Что показывают более новые измерения звёзд?
JWST проверяет влияние звёздной скученности
Соседние звёзды могут искажать измеренную светимость цефеиды, поэтому проверка влияния звёздной скученности была важна. В исследовании SH0ES 2025 года наблюдения JWST, в том числе наблюдения необычно разреженного звёздного поля в галактике NGC 3447, использовали для сравнения расстояний, определённых по цефеидам, с измерениями телескопа «Хаббл». Исследование не выявило настолько сильного смещения из-за скученности, которое могло бы объяснить расхождение. Так проверяется одно конкретное объяснение, но не исключаются все возможные систематические погрешности лестницы расстояний.[12]
Красные гиганты предлагают другой путь
Так называемая вершина ветви красных гигантов, или TRGB, отмечает границу распределения светимости маломассивных красных гигантов, связанную с началом горения гелия в ядре. Её можно измерить в сравнительно малонаселённых звёздных полях на окраинах галактик. Однако её калибровка зависит от свойств звёздного населения, выбора полей и принятой точки отсчёта расстояний.[13]
В уточненном отчете Чикаго-Карнегиевской программы Хаббла за 2025 год получено значение H₀ = 70,39 км/с/Мпк по выбранному в нем анализу TRGB на основе данных HST и JWST; отдельные неопределенности составили ±1,22 статистическая, ±1,33 систематическая и ±0,70 из-за калибровки сверхновых. С учетом этого более широкого бюджета ошибок результат статистически согласуется с обеими опорными оценками. Результат получен в рамках конкретного анализа, поэтому он не представляет собой универсальный ответ, который дают красные гиганты.[13]
Метод JAGB, основанный на углеродных звездах-гигантах, — еще один разрабатываемый индикатор расстояния. Не все анализы дают низкое значение H₀: на калибровку могут повлиять выбор звездных полей и способ обобщения распределений их светимости. Особенно полезно сравнивать разные индикаторы для одних и тех же галактик, чтобы выявлять такие различия.[14]
В одном отчете Local Distance Network, опубликованном в 2025 году, несколько индикаторов были объединены на уровне связанных между собой измерений; получено значение 73,50 ± 0,81 км/с/Мпк. В нем учтены общие неопределенности калибровки, а не просто усреднены опубликованные значения H₀. Поскольку в работе использованы уже имеющиеся наблюдения, этот результат не является дополнительным независимым свидетельством в дополнение к этим наблюдениям.[15]
Что BAO добавляют к общей картине?
Барионные акустические осцилляции сохраняют характерный масштаб в распределении вещества. Измерение этого масштаба при разных красных смещениях позволяет ограничить расстояния и расширение относительно физической длины линейки, обычно обозначаемой rd. Это звуковой горизонт в эпоху торможения барионов, которая наступает немного позже эпохи последнего рассеяния, используемой для описания основного акустического масштаба CMB.[16]
Так называемая обратная лестница расстояний связывает калиброванную линейку ранней Вселенной с BAO и относительными расстояниями до сверхновых, чтобы экстраполировать результат к настоящему времени. Одни лишь BAO оставляют существенное вырождение параметров H₀ и rd. Чтобы определить абсолютное значение H₀, нужна физическая калибровка — с использованием космологической модели и данных CMB либо первичного содержания элементов при стандартных предположениях о ранней Вселенной.[17]
Независимые наблюдения могут опираться на общие физические предположения. Если не использовать данные об анизотропии температуры Planck, анализ не становится автоматически независимым от физики ранней Вселенной. Калибровка линейки остается частью вывода.[17]
Какие перекрёстные проверки опираются на другие основы?
Наиболее надёжные перекрёстные проверки заменяют источник абсолютной шкалы расстояний. Их польза зависит от того, что именно они измеряют независимо и какие неопределённости сохраняются.
| Метод | Откуда определяется расстояние | Что ещё необходимо учитывать |
|---|---|---|
| Галактики с мегамазерами | Угловые положения излучающих радиоволны газовых облаков, доплеровские скорости и ускорения | Модели дисков и пекулярные скорости; это отличается от использования NGC 4258 в качестве точки отсчёта звёздных расстояний.[18] |
| Временные задержки при сильном гравитационном линзировании | Повторяющиеся сигналы изменения яркости квазара, приходящие по разным световым путям | Масса линзы, движение звёзд и вещество на переднем плане; точка нуля звёздных стандартных свечей не требуется.[19] |
| Сирены гравитационных волн | Расстояние по светимости, определённое по форме волны на основе общей теории относительности | Ориентация двойной системы, калибровка детектора и отдельные данные о красном смещении.[20] |
| Флуктуации поверхностной яркости | Флуктуации яркости между пикселями, вызванные отдельными неразрешёнными звёздами | Моделирование популяции и абсолютная точка нуля, для которой может использоваться общая калибровка по цефеидам или TRGB.[21] |
Современные анализы гравитационного линзирования TDCOSMO явно учитывают гибкие профили массы. Получаемое ими значение H₀ зависит от используемой дополнительной информации. Например, можно включить ограничение на форму истории расширения, полученное по сверхновым, не включая абсолютную калибровку сверхновых на основе цефеид. Поэтому независимость необходимо описывать точно.[22]
Стандартные сирены предлагают ещё один многообещающий подход. Если не удаётся определить конкретную галактику, в которой находится источник, каталоги галактик и модели популяций источников могут дать статистическую информацию о красном смещении. Космологический анализ GWTC-4, проведённый исследовательской группой LVK, учитывал эти составляющие и эффекты отбора, однако неопределённость значения H₀ оставалась достаточно большой, чтобы охватывать основные конкурирующие значения. Это не разрешило расхождение.[23]
Что могло бы объяснить расхождение?
Остаточная проблема измерения или калибровки
Пыль, звёздные популяции, калибровка приборов, отбор сверхновых и собственные движения — всё это влияет на определение расстояния. Результаты нескольких методов могут изменяться согласованно, если у них общая точка отсчёта или калибровка. Сравнение показателей в одних и тех же галактиках и оценка распространения их общих неопределённостей помогают отличить физическое расхождение от расхождения, унаследованного через сеть измерений.[15]
Влияние локальной структуры тоже можно проверить. Стандартные симуляции ΛCDM, воспроизводящие неоднородное распределение выборки сверхновых, предсказывают колебания локально определяемого значения H₀, значительно меньшие, чем расхождение между опорными значениями. Таким образом, в этих моделях обычных локальных флуктуаций недостаточно, чтобы объяснить расхождение, а более радикальные гипотезы космических войдов должны выдержать независимые проверки на основе наблюдений.[3]
Новая физика до рекомбинации
Ранняя тёмная энергия — это предполагаемый кратковременный компонент энергии, который повышает скорость расширения ранней Вселенной и уменьшает звуковой горизонт. Меньшая стандартная линейка может позволить получить более высокое значение H₀, сохранив измеренные акустические углы. Однако это изменение также влияет на другие характеристики космического микроволнового фона и рост структур материи, которые должны оставаться согласованными с наблюдениями.[16]
Вывод зависит от модели и анализа. В исследовании 2025 года, объединившем данные ACT DR6 и DESI DR2, было установлено, что ранняя тёмная энергия остаётся возможным объяснением; степень поддержки этой гипотезы данными зависела от выбора наборов данных, статистической обработки и включения информации SH0ES. Подгонка модели, в которой высокое локальное значение используется как исходное данное, не является независимым прогнозом этого значения.[24]
Более существенное изменение модели расширения
Изменение количества излучения, взаимодействий нейтрино, физики рекомбинации или тёмной энергии поздних эпох может повлиять на космологические выводы. Недостаточно просто изменить H₀: правильное объяснение должно также воспроизводить измеренную акустическую структуру и зависимость расстояния от красного смещения. Изменения на поздних этапах требуют дополнительной проверки — они должны оставаться совместимыми с калиброванной линейкой BAO.[9]
Решение должно объяснять всю совокупность результатов
Убедительное решение должно не просто привести два центральных значения к совпадению. Оно должно объяснить, почему исходные анализы разошлись, выдержать проверки по другим наблюдениям и давать стабильные результаты при изменении обоснованных вариантов калибровки и моделирования.
Означает ли более высокое значение H₀ автоматически, что Вселенная моложе?
Обратная величина, 1/H₀, — полезный временной масштаб, называемый временем Хаббла. Истинный возраст Вселенной также зависит от всей истории расширения: t₀ = ∫0∞ dz / [(1 + z)H(z)]. При изменении H₀ вместе с космологической моделью новый возраст нельзя определить однозначно.[2]
Наиболее полезный прогресс дают более тесные связи между разными наблюдениями: проверка расстояний до звёзд в одних и тех же галактиках, стандартные сирены с более точно известным красным смещением, измерения гравитационного линзирования с более строгими ограничениями на массу, а также акустические измерения, проверенные разными приборами. Каждое из этих усовершенствований уменьшает влияние отдельного возможного источника кажущегося несоответствия.
Данные исследований проверены: 8 сентября 2026 года. Для численных примеров указаны анализ и период публикации; их не следует усреднять, как если бы это были независимые измерения.
Источники и дополнительная литература
Оригинальные исследования, научные обзоры и официальная информация о программах наблюдений. Проверено в сентябре 2026 года. Оригинальные схемы поясняют расширение и способы измерений. На сравнительном графике представлены две опубликованные оценки с указанием дат.
- Davis и Lineweaver (2004) — Расширяющаяся путаницаСвязывает расширение Вселенной, масштабный фактор, расстояние и красное смещение.
- Hogg (1999, исправлено в 2000 году) — Меры расстояний в космологииОбъясняет единицы Хаббла, соглашения об определении расстояний и историю расширения, необходимые для определения возраста Вселенной.
- Wu и Huterer (2017) — Выборочная дисперсия в локальных измерениях постоянной ХабблаПроверяет, как локальная структура и неравномерное распределение выборки сверхновых влияют на определяемую скорость расширения.
- Riess и др. (2021), Космические расстояния с точностью 1 %, калиброванные с помощью параллаксов Gaia EDR3 и фотометрии 75 цефеид Млечного Пути, выполненной космическим телескопом «Хаббл»Параллаксы звёзд Млечного Пути дают геометрическую исходную точку для калибровки светимости цефеид.
- Петшиньский и др. (2019), Расстояние до Большого Магелланова Облака определено с точностью до одного процентаРазделённые затменно-двойные звёзды дают независимую геометрическую опорную точку в Большом Магеллановом Облаке.
- Рид, Песче и Рисс (2019), Уточнённое расстояние до NGC 4258 и его значение для постоянной ХабблаВодяные мазеры, обращающиеся вокруг центральной чёрной дыры NGC 4258, позволяют геометрически откалибровать расстояние.
- Рисс и др. (2022), Подробное измерение локального значения постоянной Хаббла с неопределённостью 1 км/с/МпкЧётко датированная опорная оценка SH0ES за 2022 год по цефеидам и сверхновым: H₀ = 73.04 ± 1.04 км с⁻¹ Мпк⁻¹, включая систематические погрешности.
- Сколник и др. (2022), анализ «Pantheon+»: полный набор данных и опубликованные кривые блескаСверхновые типа Ia становятся полезными индикаторами расстояния после поправок на кривую блеска, цвет, отбор и калибровку.
- Нокс и Миллеа (2020) — руководство по поиску постоянной ХабблаПоказывает, как по акустическим признакам космического микроволнового фона с помощью космологической модели определяется нынешняя скорость расширения.
- Коллаборация «Planck» (2020) — космологические параметры «Planck 2018»Эталонное значение 67,4 ± 0,5 получено в предположении базовой плоской модели Вселенной ΛCDM с использованием данных «Planck» по температуре, поляризации и гравитационному линзированию.
- Луи и др. (2025) — спектры мощности ACT DR6, функции правдоподобия и параметры ΛCDMПерекрёстные проверки данных по температуре и поляризации не ограничиваются «Planck»; совокупные результаты зависят от выбранных наборов данных.
- Рисс и др. (2025), Идеальная галактика-хозяйка: наблюдения цефеид с помощью JWST в галактике-хозяйке сверхновой типа Ia без фонового свечения подтверждают отсутствие систематического смещения в измерениях постоянной ХабблаJWST напрямую проверяет влияние скученности звёзд на лестницу расстояний, основанную на цефеидах, включая исключительно редко заселённое звёздами поле в галактике NGC 3447.
- Фридман и др. (2025), Отчёт о состоянии программы Чикагского университета и обсерваторий Карнеги по измерению постоянной Хаббла с помощью космических телескопов «Хаббл» и «Джеймс Уэбб»В обновлённом отчёте CCHP используются расстояния, определённые методами TRGB и JAGB, и показано, почему результаты локальных методов нельзя свести к одному универсальному числу.
- Ли и др. (2025), JAGB 2.0: более точные ограничения на постоянную Хаббла по звёздам асимптотической ветви гигантов в J-диапазоне на основе расширенной выборки наблюдений JWSTБогатые углеродом гиганты — ещё один звёздный индикатор расстояния; влияние калибровки и звёздных популяций продолжают изучать.
- Коллаборация H0DN (2025), Сеть локальных расстояний: подготовленный на основе консенсуса сообщества отчёт об измерении постоянной Хаббла с точностью ~1 %В совместном анализе сети, объединяющем локальные индикаторы расстояний, учитывается их общая калибровка.
- Макдонаф и др. (2023) — Ограничения на раннюю тёмную энергию по данным наблюденийОбъясняется, как временный энергетический компонент ранней Вселенной изменяет звуковой горизонт и другие наблюдаемые величины.
- Эддисон и др. (2018) — Измерения BAO и расхождение в значении постоянной ХабблаBAO ограничивают соотношения расстояний; для определения абсолютного значения постоянной Хаббла нужна калибровка физического эталона длины.
- Песче и др. (2020) — Проект космологии мегамазеров. XIII. Совместные ограничения постоянной ХабблаРадионаблюдения за вращающимися водяными мазерами позволяют геометрически определять расстояния до галактик без использования лестницы расстояний, основанной на светимости звёзд.
- Биррер и др. (2024) — Космография временных задержек: измерение постоянной Хаббла и других космологических параметров с помощью сильного гравитационного линзированияПовторяющиеся изменения яркости, задержки времени прихода сигналов и модели линз вместе позволяют ограничить абсолютные космологические расстояния.
- Abbott и др. (2017) — Измерение постоянной Хаббла методом стандартных сирен на основе гравитационных волнСлияние GW170817 продемонстрировало способ определения абсолютного расстояния с использованием формы гравитационной волны и отдельно идентифицированной галактики-хозяина.
- Blakeslee и др. (2021) — Постоянная Хаббла по расстояниям, определённым методом флуктуаций поверхностной яркости в инфракрасном диапазонеФлуктуации поверхностной яркости дают альтернативный индикатор расстояния, однако их абсолютная шкала может опираться на общую калибровку по цефеидам или TRGB.
- Коллаборация TDCOSMO (2025) — Космологические ограничения по временным задержкам сильного гравитационного линзированияСовременный анализ временных задержек объединяет изображения линз, движение звёзд и структуру на переднем плане, допуская гибкий выбор профилей распределения массы.
- Коллаборация LIGO–Virgo–KAGRA (2025) — GWTC-4.0: ограничения на скорость космического расширения и модифицированное распространение гравитационных волнСовременный анализ стандартных сирен объединяет расстояния, определённые по волнам, со статистической информацией о красном смещении и явно учитывает неопределённости отбора и популяции.
- Poulin и др. (2025) — ACT DR6, DESI DR2 и ранняя тёмная энергияПоказано, как выбор данных и статистические методы меняют оценку решения на основе ранней тёмной энергии.
Космология и крупномасштабная структура Вселенной
- Космическая инфляция: теория и подтверждающие её данные
- Космическая паутина: нити, пустоты и сверхскопления
- Детали структуры космического микроволнового фона
- Барионные акустические колебания
- Обзорные исследования красного смещения и картографирование Вселенной
- Гравитационное линзирование: естественный космический телескоп
- Измерение постоянной Хаббла: расхождение · Вы здесь
- Обзорные исследования тёмной энергии
- Анизотропии и неоднородности
- Текущие дискуссии и вопросы без ответов