Вимірювання, як визначити константу Хаббла: Напруга
Linas JuozėnasПоділитися
Žinių arka · Visata · 10 skyrius / 07 straipsnis
Viena Visata. Neišspręstas plėtimosi spartos klausimas.
Kaip sparčiai Visata plečiasi šiandien? Astronomai šį klausimą gali tirti pasitelkę artimas žvaigždes arba senovinę ankstyvosios Visatos šviesą. Paaiškėjo, kad tiksliausius šių būdų atsakymus sunku suderinti.
Kodėl atsakymas turėtų priklausyti nuo pasirinkto būdo?
Įsivaizduokite, kad tą patį atstumą vertinate dviem kruopščiai kalibruotais prietaisais ir pastebite, jog tikslėjant matavimams jų atsakymai vis tiek skiriasi. Hablo neatitiktis yra kosminė šios problemos versija.
Tai nesutapimas tarp skirtingų būdų nustatyti dabartinę plėtimosi spartą. Norint jį suprasti, reikia atsekti, kaip stebėjimai paverčiami atstumais, kur įtraukiamos fizikinės prielaidos ir kurie matavimai suteikia iš tiesų skirtingas patikras.
Ką matuoja Hablo konstanta?
Vadinamasis Hablo parametras, H(t), apibūdina santykinę kosminio mastelio faktoriaus augimo spartą: H(t) = ȧ/a. Apatinis indeksas žymenyje H₀ reiškia jo šiandienos vertę. Nepaisant žodžio „konstanta“, H per kosminę istoriją paprastai kinta. Todėl H₀ įverčių palyginimas skiriasi nuo plėtimosi spartos palyginimo dviem skirtingais laikotarpiais.[1]
v ≈ H₀d
Kai raudonasis poslinkis mažas, tolimo greitis yra apytikriai proporcingas atstumui. Jei H₀ būtų 70 km/s/Mpc, už 100 megaparsekų esanti galaktika, judanti kartu su tolygiai besiplečiančia Visata, toltų maždaug 7 000 km/s greičiu. Tai iliustracinė vertė. Vienas megaparsekas yra maždaug 3,26 milijono šviesmečių.[2]
Atskiros galaktikos taip pat juda veikiamos savo aplinkos gravitacijos. Šie pekuliarieji greičiai apsunkina plėtimosi nustatymą iš raudonojo poslinkio, ypač mažais atstumais. Kosmologai į juos atsižvelgia atrinkdami ir analizuodami galaktikas, naudojamas H₀ įvertinti.[3]
Як працюють сходи відстаней
Цей шлях починається з відстаней до близьких об’єктів, які можна геометрично калібрувати, а потім їх пов’язують із яскравішими об’єктами на більшій відстані. Перевірити шкалу відстаней допомагають кілька опорних точок:
- Паралакси зір Чумацького Шляху: видимий річний рух близьких зір дає змогу визначити відстані до них. Потім можна калібрувати світність цефеїд, врахувавши зсуви інструментальних паралаксів.[4]
- Затемнювані подвійні зорі у Великій Магеллановій Хмарі: вимірювання орбіт дають змогу обмежити можливі розміри зір; калібрована залежність поверхневої яскравості дає змогу визначити кутові розміри. Порівняння фізичного та кутового розмірів дає відстань.[5]
- Водяні мазери в галактиці NGC 4258: радіовимірювання дають змогу відстежувати рух газу навколо центральної чорної діри. Дані про положення, швидкості та прискорення в диску дають змогу обмежити можливі відстані до галактики.[6]
Змінні цефеїди мають залежність між періодом пульсації та світністю. Після калібрування цефеїди в галактиках, де вибухали наднові типу Ia, допомагають визначити абсолютну світність цих наднових. У цьому процесі враховують поправки на металічність і пил.[7]
Наднові типу Ia — це стандартизовані свічки: їхню світність коригують з огляду на форму кривої блиску, колір та інші виміряні властивості. Калібрована залежність дає змогу визначити відстані до об’єктів у віддаленішій вибірці, де однорідне розширення легше відокремити від локальних рухів. Некалібрована світність наднових дає змогу визначити лише відносні відстані, а не абсолютне значення H₀.[8]
Як CMB дає змогу визначити сучасне значення
У цій космічній мікрохвильовій фоновій радіації зафіксовано акустичні структури раннього Всесвіту. Відстані між ними та їхня відносна сила дають змогу обмежити значення властивостей первинної плазми та характерного масштабу поширення звуку. Космологічна модель пов’язує цей фізичний масштаб зі спостережуваним кутовим розміром і відстанню до поверхні останнього розсіювання. Тоді підібрана за даними історія розширення дає змогу визначити H(z), зокрема H₀, коли z = 0.[9]
Звичайна опорна модель — це плоска ΛCDM: загальна теорія відносності зі звичайною матерією, холодною темною матерією, випромінюванням і космологічною сталою в просторово плоскому Всесвіті. Часто цитований результат Planck для H₀ — це висновок, отриманий у межах цієї моделі на основі вимірювань температури, поляризації та гравітаційного лінзування CMB.[10]
Дослідження не обмежується одним супутником. В аналізі ACT DR6 2025 року порівняли вимірювання температури й поляризації, виконані різними інструментами та на різних кутових масштабах. Спільне припасування моделі до даних ACT і «Planck» із додаванням даних про гравітаційне лінзування CMB та баріонні акустичні осциляції DESI DR2 дало значення 68,43 ± 0,27 км/с/Мпк у межах плоскої моделі ΛCDM. Це спільний результат, а не лише вимірювання ACT і не відповідь, незалежна від моделі.[11]
Якого масштабу ця розбіжність?
Корисною точкою відліку є порівняння результатів «Planck» за 2018 рік з аналізом цефеїд і наднових команди SH0ES за 2022 рік. Ці результати за конкретні роки висвітлюють основну проблему, але не охоплюють усіх сучасних методів.
Якщо вважати опубліковані похибки цих двох значень незалежними й приблизно гаусовими, їхня різниця становить близько 4,9 стандартного відхилення. Цей розрахунок пояснює поширений опис «близько п’яти сигм». Він залежить від наборів даних, які порівнюють, оцінок невизначеності та моделі.
Статистично значуща розбіжність не розкриває її причини. Зазначена кількість сигм не показує ні того, чи лишилася невиявлена похибка калібрування, ні того, яка нова фізична теорія була б потрібна, якщо вона взагалі потрібна. Інше поєднання даних також може дати іншу статистичну значущість.
Що показують новіші вимірювання зір?
JWST перевіряє вплив скупченості зір
Зорі поблизу можуть викривлювати виміряну яскравість цефеїди, тому важливо було перевірити вплив скупченості зір. У дослідженні SH0ES 2025 року спостереження JWST, зокрема незвично розрідженого зоряного поля в галактиці NGC 3447, використали для порівняння відстаней, визначених за цефеїдами, з вимірюваннями телескопа «Габбл». У дослідженні не виявили спричиненого скупченістю зсуву, достатньо великого, щоб пояснити розбіжність. Так було перевірено конкретне пояснення, але не виключено всі можливі систематичні похибки драбини відстаней.[12]
Червоні гіганти пропонують інший шлях
Так званий кінець гілки червоних гігантів, або TRGB, позначає межу розподілу яскравості маломасивних червоних гігантів, пов’язану з початком горіння гелію в ядрі. Його можна вимірювати у відносно розріджених зоряних полях на околицях галактик. Однак калібрування залежить від властивостей зоряної популяції, вибору полів і вибраної точки відліку відстаней.[13]
В уточненому звіті програми «Чикаго–Карнегі» щодо закону Габбла за 2025 рік отримано H₀ = 70,39 км/с/Мпк за обраним у ньому аналізом TRGB на основі даних HST і JWST; окремі невизначеності становили ±1,22 статистична, ±1,33 систематична та ±0,70 через калібрування наднових. З огляду на цей ширший бюджет похибок результат статистично узгоджується з обома орієнтирами. Цей результат отримано в межах конкретного аналізу, тож це не універсальна відповідь, яку дають червоні гіганти.[13]
Метод JAGB, що ґрунтується на вуглецевих зорях-гігантах, — ще один метод визначення відстаней, який розвивається. Не всі аналізи дають низьке значення H₀: калібрування може змінюватися залежно від вибору зоряних полів і способу узагальнення розподілу їхньої світності. Порівняння різних індикаторів для тих самих галактик особливо корисне для виявлення таких розбіжностей.[14]
В одному звіті «Local Distance Network», опублікованому 2025 року, кілька індикаторів об’єднали на рівні взаємопов’язаних вимірювань і отримали результат 73,50 ± 0,81 км/с/Мпк. У звіті враховано спільні невизначеності калібрування, а не просто усереднено опубліковані значення H₀. Оскільки використано наявні спостереження, цей результат не є додатковим незалежним голосом на додачу до цих спостережень.[15]
Що БАОс додають до загальної картини?
Барионні акустичні осциляції зберігають характерний масштаб у розподілі матерії. Вимірювання цього масштабу за різних червоних зміщень обмежує відстані та розширення відносно фізичної довжини лінійки, яку зазвичай позначають rd. Це звуковий горизонт в епоху баріонного гальмування, яка настає трохи пізніше за епоху останнього розсіювання, що використовується для опису основного акустичного масштабу реліктового випромінювання.[16]
Так звані зворотні драбини відстаней поєднують калібровану лінійку раннього Всесвіту з БАОс і відносними відстанями до наднових, щоб зробити екстраполяцію до сучасності. Самі лише БАОс залишають значне виродження параметрів між H₀ і rd. Щоб визначити абсолютне значення H₀, потрібне фізичне калібрування — за допомогою космологічної моделі та даних реліктового випромінювання або первинної поширеності елементів за стандартних припущень щодо раннього Всесвіту.[17]
Незалежні спостереження можуть спиратися на спільні фізичні припущення. Без даних про анізотропію температури Планка аналіз не стає автоматично незалежним від фізики раннього Всесвіту. Калібрування лінійки залишається частиною процесу висновування.[17]
Які перехресні перевірки ґрунтуються на інших принципах?
Найсильніші перехресні перевірки змінюють джерело абсолютного масштабу відстаней. Їхня користь залежить від того, що саме вони вимірюють незалежно та які невизначеності залишаються.
| Метод | Звідки визначається відстань | Що ще потрібно врахувати |
|---|---|---|
| Галактики з мегамазерами | Кутові положення газу, що випромінює радіохвилі, доплерівські швидкості та прискорення | Моделі дисків і пекулярні швидкості; це відрізняється від використання NGC 4258 як точки відліку для зоряних відстаней.[18] |
| Часові затримки сильного гравітаційного лінзування | Повторювані сигнали змінності квазара, що надходять різними шляхами світла | Маса лінзи, рух зір і речовина на передньому плані; нульова точка зоряних стандартних свічок не потрібна.[19] |
| Сирени гравітаційних хвиль | Відстань за світністю, визначена за формою хвилі на основі загальної теорії відносності | Орієнтація подвійної системи, калібрування детектора та окрема інформація про червоне зміщення.[20] |
| Флуктуації поверхневої яскравості | Флуктуації яскравості між пікселями, спричинені окремими нерозрізненими зорями | Моделювання популяції та абсолютна нульова точка, для яких можна використати спільне калібрування за цефеїдами або TRGB.[21] |
Сучасні аналізи гравітаційного лінзування TDCOSMO прямо досліджують гнучкі профілі маси. Отримане значення H₀ залежить від використовуваної додаткової інформації. Наприклад, можна врахувати обмеження на форму історії розширення, отримане за даними наднових, не використовуючи абсолютне калібрування наднових на основі цефеїд. Тому незалежність слід описувати точно.[22]
Стандартні сирени пропонують ще один перспективний підхід. Якщо не вдається визначити конкретну галактику, у якій міститься джерело, каталоги галактик і моделі популяцій джерел можуть надати статистичну інформацію про червоне зміщення. Космологічний аналіз колаборації LVK GWTC-4 моделював ці складові й ефекти відбору, однак невизначеність H₀ залишилася достатньо великою, щоб охопити основні конкуруючі значення. Він не усунув розбіжність.[23]
Що могло б пояснити розбіжність?
Невирішена проблема вимірювання чи калібрування
Пил, зоряні популяції, калібрування приладів, відбір наднових і локальні рухи — усе це впливає на визначення відстані. Результати кількох методів можуть змінюватися узгоджено, якщо вони мають спільну точку відліку або калібрування. Порівняння показників у тих самих галактиках і оцінювання поширення спільних невизначеностей допомагають відрізнити фізичну розбіжність від розбіжності, успадкованої через мережу вимірювань.[15]
Вплив локальної структури також можна перевірити. Стандартні симуляції ΛCDM, які відтворюють нерівномірний розподіл вибірки наднових, передбачають локальні коливання визначеного значення H₀, значно менші за розбіжність між опорними значеннями. Отже, у цих моделях звичайних локальних флуктуацій недостатньо, щоб пояснити невідповідність, а радикальніші гіпотези про космічні порожнини мають витримати незалежні перевірки на основі спостережень.[3]
Нова фізика до рекомбінації
Рання темна енергія — це запропонований короткочасний енергетичний компонент, який підвищує швидкість розширення раннього Всесвіту й зменшує звуковий горизонт. Менша масштабна лінійка може давати змогу визначити більше значення H₀, зберігаючи виміряні акустичні кути. Однак та сама зміна також впливає на інші характеристики космічного мікрохвильового фону та зростання структур матерії, які мають залишатися узгодженими зі спостереженнями.[16]
Висновок залежить від моделі й аналізу. У дослідженні 2025 року, що об’єднало дані ACT DR6 і DESI DR2, встановлено, що рання темна енергія залишається можливим поясненням; те, наскільки дані свідчили на її користь, залежало від вибору наборів даних, статистичної обробки та від того, чи враховували інформацію SH0ES. Підгонка моделі, у якій велике локальне значення використовують як початкові дані, не є незалежним прогнозом цього значення.[24]
Ширша зміна моделі розширення
Зміна кількості випромінювання, нейтринних взаємодій, фізики рекомбінації чи темної енергії пізніх епох може змінити космологічні висновки. Просто змінити H₀ недостатньо: належне пояснення також має відтворювати виміряну акустичну структуру та залежність відстані від червоного зміщення. До змін у пізні епохи висувається додаткова вимога: вони мають залишатися сумісними з відкаліброваною лінійкою BAO.[9]
Розв’язання має пояснити всю сукупність результатів
Переконливе розв’язання мало б не просто забезпечити збіг двох центральних значень. Воно мало б пояснити, чому початкові аналізи відрізнялися, витримати перевірки за іншими спостереженнями та давати стабільні результати за обґрунтованих змін у виборі калібрування й моделювання.
Чи більше значення H₀ автоматично означає, що Всесвіт молодший?
Зворотна величина, 1/H₀, є корисною часовою шкалою, яка називається часом Габбла. Справжній вік Всесвіту також залежить від усієї історії його розширення: t₀ = ∫0∞ dz / [(1 + z)H(z)]. Якщо змінити H₀ разом із космологічною моделлю, новий вік не визначається однозначно.[2]
Найкорисніший прогрес забезпечують тісніші зв’язки між різними спостереженнями: перевірка відстаней до зір у тих самих галактиках, стандартні сирени з точніше відомим червоним зміщенням, вимірювання гравітаційного лінзування з точнішими обмеженнями на масу та акустичні вимірювання, перевірені за допомогою різних приладів. Кожне з цих удосконалень зменшує вплив іншого можливого джерела уявної розбіжності.
Дані досліджень перевірено: 8 вересня 2026 року. Біля числових прикладів зазначено аналіз і період публікації; їх не слід усереднювати, вважаючи незалежними вимірюваннями.
Джерела та додаткова література
Оригінальні дослідження, наукові огляди та офіційна інформація про програми спостережень. Перевірено у вересні 2026 року. Оригінальні схеми пояснюють розширення та способи вимірювання. На графіку порівняння наведено дві опубліковані оцінки з чітким зазначенням їхніх дат.
- Девіс і Лайневівер (2004) — Плутанина з розширеннямПов’язує розширення Всесвіту, масштабний фактор, відстань і червоне зміщення.
- Гогг (1999, виправлено 2000) — Міри відстані в космологіїПояснює одиниці Габбла, домовленості щодо визначення відстані та історію розширення, потрібну для визначення віку Всесвіту.
- Ву та Гутерер (2017) — Вибіркова дисперсія в локальних вимірюваннях сталої ГабблаПеревіряє, як локальна структура та нерівномірний розподіл вибірки наднових впливають на визначену швидкість розширення.
- Рісс та ін. (2021), Космічні відстані, відкалібровані з точністю до 1 % за паралаксами «Gaia EDR3» і фотометрією 75 цефеїд Чумацького Шляху, виконаною космічним телескопом «Габбл»Паралакси зір Чумацького Шляху дають геометричну початкову точку відліку для калібрування світності цефеїд.
- Pietrzyński ir kt. (2019), Vieno procento tikslumu nustatytas atstumas iki Didžiojo Magelano DebesiesAtskirtosios užtemdomosios dvinarės žvaigždės suteikia atskirą geometrinį atskaitos tašką Didžiajame Magelano Debesyje.
- Reid, Pesce ir Riess (2019), Patikslintas atstumas iki NGC 4258 ir jo reikšmė Hablo konstantaiAplink centrinę NGC 4258 juodąją skylę skriejantys vandens mazeriai leidžia geometriškai kalibruoti atstumą.
- Riess ir kt. (2022), Išsamus vietinės Hablo konstantos vertės matavimas su 1 km/s/Mpc neapibrėžtimiAiškiai datuotas SH0ES 2022 m. cefeidžių ir supernovų atskaitinis įvertis: H₀ = 73.04 ± 1.04 km s⁻¹ Mpc⁻¹, įskaitant sistemines paklaidas.
- Scolnic ir kt. (2022), „Pantheon+“ analizė: visas duomenų rinkinys ir paskelbtos spindesio kreivėsIa tipo supernovos tampa naudingais atstumo rodikliais, pritaikius spindesio kreivės, spalvos, atrankos ir kalibravimo pataisas.
- Knox ir Millea (2020) — Hablo konstantos medžiotojo vadovasParodo, kaip pagal kosminio mikrobangų fono akustinius požymius, pasitelkus kosmologinį modelį, nustatoma dabartinė plėtimosi sparta.
- „Planck“ bendradarbiavimo grupė (2020) — „Planck 2018“ kosmologiniai parametraiEtaloninis 67,4 ± 0,5 rezultatas gautas darant prielaidą, kad galioja bazinis plokščiosios Visatos ΛCDM modelis, ir naudojant „Planck“ temperatūros, poliarizacijos bei gravitacinio lęšiavimo duomenis.
- Louis ir kt. (2025) — ACT DR6 galios spektrai, tikėtinumo funkcijos ir ΛCDM parametraiTemperatūros ir poliarizacijos duomenų tarpusavio patikros neapsiriboja „Planck“; bendri rezultatai priklauso nuo pasirinktų duomenų rinkinių.
- Riess ir kt. (2025), Tobula galaktika šeimininkė: JWST cefeidžių stebėjimai Ia tipo supernovos galaktikoje šeimininkėje be foninio švytėjimo patvirtina, kad Hablo konstantos matavimuose nėra sisteminio poslinkioJWST tiesiogiai tikrina žvaigždžių susigrūdimo poveikį cefeidėmis grindžiamoms atstumų kopėčioms, įskaitant itin retai žvaigždžių nusėtą lauką galaktikoje NGC 3447.
- Freedman та ін. (2025), Звіт про стан Чиказько-Карнегійської програми Габбла: вимірювання сталої Габбла за допомогою космічних телескопів Габбла та Джеймса ВеббаВ оновленому звіті CCHP використано відстані, визначені методами TRGB і JAGB, і показано, чому результати локальних методів не можна звести до одного універсального числа.
- Li та ін. (2025), JAGB 2.0: точніші обмеження для сталої Габбла за зорями асимптотичної гілки гігантів у діапазоні J на основі розширеної вибірки спостережень JWSTБагаті на вуглець гіганти — ще один зоряний індикатор відстані; вплив калібрування та зоряних популяцій і далі досліджують.
- Колаборація H0DN (2025), Мережа локальних відстаней: звіт, підготовлений за консенсусом спільноти, про вимірювання сталої Габбла з точністю ~1 %У спільному аналізі мережі враховується спільне калібрування локальних індикаторів відстані.
- McDonough та ін. (2023) — Обмеження на ранню темну енергію за спостереженнямиПояснюється, як тимчасовий енергетичний компонент раннього Всесвіту змінює звуковий горизонт та інші спостережувані величини.
- Addison та ін. (2018) — Вимірювання BAO та розбіжність у значеннях сталої ГабблаBAO обмежують співвідношення відстаней; для визначення абсолютного значення сталої Габбла потрібне калібрування фізичного еталона довжини.
- Pesce та ін. (2020) — Проєкт з космології мегамазерів. XIII. Сукупні обмеження для сталої ГабблаРадіоспостереження за водяними мазерами, що рухаються орбітами, дають змогу геометрично визначати відстані до галактик без використання драбини відстаней, заснованої на зоряній світності.
- Birrer та ін. (2024) — Космографія часових затримок: вимірювання сталої Габбла та інших космологічних параметрів за допомогою сильного гравітаційного лінзуванняПовторювані зміни яскравості, часові затримки надходження сигналів і моделі лінз разом дають змогу обмежити абсолютні космологічні відстані.
- Abbott та ін. (2017) — Вимірювання сталої Габбла методом стандартної сирени на основі гравітаційних хвильЗлиття GW170817 продемонструвало спосіб визначення абсолютної відстані за формою гравітаційної хвилі та окремо ідентифікованою галактикою-господарем.
- Blakeslee та ін. (2021) — Стала Габбла за відстанями, визначеними з флуктуацій поверхневої яскравості в інфрачервоному діапазоніФлуктуації поверхневої яскравості дають змогу визначати відстані іншим способом, однак їхній абсолютний масштаб може спиратися на спільне калібрування за цефеїдами або TRGB.
- Колаборація TDCOSMO (2025) — Космологічні обмеження за часовими затримками сильного гравітаційного лінзуванняСучасні аналізи часових затримок поєднують зображення лінз, рух зір і структуру переднього плану, водночас допускаючи гнучкий вибір профілів розподілу маси.
- Колаборація LIGO–Virgo–KAGRA (2025) — GWTC-4.0: обмеження швидкості космічного розширення та модифікованого поширення гравітаційних хвильСучасні аналізи стандартних сирен поєднують визначені за хвилями відстані зі статистичною інформацією про червоне зміщення та явно моделюють невизначеності вибірки й популяції.
- Poulin та ін. (2025) — ACT DR6, DESI DR2 і рання темна енергіяПоказано, як вибір даних і статистичні методи впливають на оцінку пояснення, заснованого на ранній темній енергії.
Космологія та великомасштабна структура Всесвіту
- Космічна інфляція: теорія та дані на її підтвердження
- Космічна павутина: нитки, порожнини та надскупчення
- Деталі структури космічного мікрохвильового фону
- Барионні акустичні осциляції
- Оглядові дослідження червоного зміщення та картографування Всесвіту
- Гравітаційне лінзування: природний космічний телескоп
- Вимірювання сталої Габбла: розбіжність · Ви тут
- Оглядові дослідження темної енергії
- Анізотропії та неоднорідності
- Поточні дискусії та питання без відповідей