Tas bija deviņdesmito gadu sākumā. Kārnegi observatorija Pasadenā, Kalifornijā, Ziemassvētku pārtraukumā ir tukša. Vendijs Frīdmens, viens pats bibliotēkā, strādāja pie milzīgas un sarežģītas problēmas: Visuma paplašināšanās ātruma. Kārnegija bija auglīga augsne šāda veida darbam. Tieši šeit, 1929. gadā, Edvīns Habls pirmo reizi ieraudzīja tālu galaktikas, kas lido prom no Piena Ceļa, atlecot kosmosa paplašināšanās ārējā straumē. Šīs plūsmas ātrums kļuva pazīstams kā Habla konstante.
Frīdmena klusais darbs drīz tika pārtraukts, kad kolēģis astronoms Allans Sandage, Habla zinātniskais pēctecis, metās bibliotēkā un gadu desmitiem ilgi valdīja un pilnveidoja Habla konstanti, konsekventi aizstāvēdams lēno paplašināšanās tempu. Frīdmens bija viens no pēdējiem, kurš atbalstīja augstākas likmes, un Sandage redzēja viņas ķecerīgo izpēti.
“Viņš bija tik dusmīgs,” atceras Frīdmens, kurš tagad ir Čikāgas universitātē Ilinoisā, “ka tajā brīdī es sapratu, ka visā ēkā esam vieni. Es spēru soli atpakaļ un domāju, ka mēs nestrādājam draudzīgākos zinātnes virzienos."
Šī konfrontācija ir mazinājusies, bet ne pilnībā. Sandage nomira 2010. gadā, un līdz tam brīdim lielākā daļa astronomu bija pietuvojušies šaurās joslas Habla konstantei. Tomēr jaunākie dati, kurus pati Sandage būtu vēlējusies, liek domāt, ka Habla konstante ir par 8% zemāka nekā vadošais skaitlis. Gandrīz gadsimta garumā astronomi to ir aprēķinājuši, rūpīgi izmērot attālumus visuma vistuvākajā daļā un virzoties tālāk un tālāk. Bet nesen astrofiziķi ir izmērījuši nemainīgu ārpusi, pamatojoties uz kosmiskā mikroviļņu fona (CMB) kartēm - Lielā sprādziena raibu pēcspīdumu, kas kļuvis par redzamā Visuma fona. Izdarot pieņēmumus par to, kā enerģijas un matērijas virzība un vilkšana Visumā ir mainījusi kosmiskās izplešanās ātrumu kopš kosmiskā mikroviļņu fona veidošanās,astrofiziķi var ņemt savas diagrammas un pielāgot Habla konstanci pašreizējam vietējam visumam. Skaitļiem jāsakrīt. Bet tie neatbilst.
Varbūt vienā no pieejām ir kaut kas nepareizi. Abas puses meklē trūkumus savās un citu metodēs, un tādas vecākas personas kā Frīdmens steidz iesniegt savus priekšlikumus. “Mēs nezinām, kur tas novedīs,” saka Frīdmens.
Bet, ja vienošanās netiks panākta, tā kļūs par plaisu mūsdienu kosmoloģijas stiprinājumā. Tas varētu nozīmēt, ka esošajām teorijām trūkst sastāvdaļas, kas iejaucas starp tagadni un seno pagātni, ieauga mijiedarbības ķēdē starp CMB un pašreizējo Habla konstanci. Ja tā, vēsture atkārtosies. Deviņdesmitajos gados Ādams Riess, šobrīd astrofiziķis Džonsa Hopkinsa universitātē Baltimoras štatā, Merilendā, vadīja vienu no komandām, kuras atklāja tumšo enerģiju - atbaidošu spēku, kas paātrina Visuma paplašināšanos. Tas ir viens no faktoriem, kas jāņem vērā CMB aprēķinos.
Tagad Riesz komanda meklē Habla konstanti tuvējā telpā un ārpus tās. Tās mērķis ir ne tikai noskaidrot skaitli, bet arī noskaidrot, vai tas laika gaitā mainās tā, ka pat tumšā enerģija to nevar izskaidrot. Pagaidām viņam ir maz izpratnes par to, kāds varētu būt trūkstošais faktors. Un viņu ļoti interesē notiekošais.
Reklāmas video:
1927. gadā Habls aizgāja pāri Piena ceļam, bruņojoties ar tajā laikā lielāko teleskopu pasaulē - 2,5 metru Hūkera teleskopu, kas atradās Vilsona kalnā virs Pasadena. Viņš fotografēja vājās spirālveida vietas, kuras mēs tagad pazīstam kā galaktikas, un izmērīja to gaismas apsārtumu, Dopleram virzoties pretī garajiem gaismas viļņiem. Salīdzinot galaktiku sarkano nobīdi ar to spilgtumu, Habls nonāca pie interesanta secinājuma: jo gaišāka un, domājams, jo tālāk bija galaktika, jo ātrāk tā atkāpās. Līdz ar to Visums paplašinās. Tas nozīmē, ka Visumam ir ierobežots vecums, kas sākās ar Lielo sprādzienu.
Kosmiskā pretruna
Debates par Habla konstanti un Visuma paplašināšanās ātrumu sāka spēlēt ar jaunu sparu. Astronomi ieradās noteiktā datumā, izmantojot klasiskās attālumu kāpnes vai vietējā Visuma astronomiskos novērojumus. Bet šīs vērtības ir pretrunā ar kosmoloģiskajiem aprēķiniem, kas izdarīti no agrīnā Visuma kartēm un piesaistīti mūsdienām. No šī polemika izriet, ka Visuma izaugsme var izraisīt trūkstošo sastāvdaļu.
Lai noteiktu izplešanās ātrumu - un atbilstošo konstanti - Hablam vajadzēja reālus attālumus līdz galaktikām, ne tikai relatīvos attālumus, pamatojoties uz to šķietamo spilgtumu. Tāpēc viņš sāka smagu attālo kāpņu būvniecības procesu - no Piena ceļa līdz kaimiņu galaktikām un ārpus tām, līdz pašām kosmosa paplašināšanas robežām. Katrs kāpņu pakāpiens jākalibrē ar "standarta svecēm": priekšmetiem, kas pārvietojas, pulsē, mirgo vai griežas tā, lai precīzi varētu pateikt, cik tālu viņi atrodas.
Pirmais posms šķita pietiekami uzticams: mainīgās zvaigznes, ko sauc par cefeīdiem, kas vairāku dienu vai nedēļu laikā palielinās un samazinās spilgtumā. Šī cikla garums norāda zvaigznes iekšējo spilgtumu. Salīdzinot novēroto kefeīda spilgtumu ar spilgtumu, kas rodas no tā vibrācijām, Habls spēja aprēķināt attālumu līdz tam. Maunt Vilsona teleskops spēja izgatavot vairākus kefīdus tuvējās galaktikās. Attālām galaktikām viņš pieņēma, ka tajās esošajām spožajām zvaigznēm būs tāds pats iekšējais spilgtums. Pat visattālākajās galaktikās, kā ieteica Habls, būs standarta sveces ar vienmērīgu spožumu.
Acīmredzot šie pieņēmumi nebija vislabākie. Pirmais Habla publicētais konstants bija 500 kilometri sekundē uz megaparseku - tas ir, katriem 3,25 miljoniem gaismas gadu laikā, kad viņš ienāca kosmosā, paplašināmais Visums spēja galaktikas virzīt 500 kilometrus sekundē ātrāk. Šis skaitlis bija nepareizs un netieši norāda, ka Visums bija tikai 2 miljardi gadu vecs, tas ir, gandrīz septiņas reizes mazāk, nekā mūsdienās tiek uzskatīts. Bet tas bija tikai sākums.
1949. gadā tika pabeigta 5,1 metru teleskopa būvniecība Palomārā Kalifornijas dienvidos tieši Habla sirdslēkmes laikā. Viņš nodeva mantiju Sandage, trumpja novērotājam, kurš sekojošajās desmitgadēs pavadīja, attīstot fotoplāksnes nakts sesijās, strādājot ar milzu teleskopa aparātu, drebējot no aukstuma un nepieciešamības pēc pārtraukumiem.
Ar Palomar augstāko izšķirtspēju un augsto gaismas novākšanas jaudu Sandage spēja izvilināt cefeīdus no attālākām galaktikām. Viņš arī saprata, ka Habla spožās zvaigznes būtībā ir veselas zvaigžņu kopas. Pēc būtības tie bija gaišāki un tāpēc daudz tālāk nekā Habla domāja, kas starp citām korekcijām nozīmēja arī daudz zemāku Habla konstanci. Astoņdesmitajos gados Sandage apmetās 50 gadu vecumā, ko viņš sīvi aizstāvēja. Viens no viņa slavenākajiem pretiniekiem, franču astronoms Žerārs de Vaukouleurs, ieteica vērtību 50. Viens no vissvarīgākajiem parametriem kosmoloģijā burtiski divkāršojās.
Deviņdesmito gadu beigās Frīdmens, pārdzīvojis Sandage verbālo vardarbību, izvirzīja sev uzdevumu atrisināt šo mīklu ar jaunu rīku, it kā apzināti izstrādātu savam darbam: Habla kosmiskais teleskops. Viņa skaidrais skats uz atmosfēru ļāva Frīdmena komandai identificēt atsevišķus kefīdus 10 reizes tālāk nekā Sandage izdarīja ar Palomāru. Dažreiz šajās galaktikās bija gan kefeīdi, gan spožākas bākas - Ia tipa supernovas. Šīs eksplodējošās balto punduru zvaigznes ir redzamas caur kosmosu un izzūd ar pastāvīgu un maksimālu spilgtumu. Cefeīdos kalibrētas supernovas var izmantot pašas, lai pārbaudītu vistālākās kosmosa zonas. Frīdmena komanda 2001. gadā sašaurināja Habla konstantu līdz 72 plus vai mīnus 8, izbeidzot Sandage-de Vaucouleurs naidu. “Es biju izsmelta,” viņa saka. "ES domāju,nekad neatgriezieties darbā pie Habla konstantes."
Edvīns Habls
Bet tad parādījās fiziķis, kurš atrada neatkarīgu veidu Habla konstantes aprēķināšanai, izmantojot visattālāko un redshifted - mikroviļņu fona. 2003. gadā WMAP zonde publicēja savu pirmo karti, kurā parādīti temperatūras svārstību spektri CMB. Šī karte sniedza nevis parastu sveci, bet gan standarta kritēriju: karstu un aukstu plankumu paraugu pirmatnējā zupā, ko rada skaņas viļņi, kas rībēja visā jaundzimušā Visumā.
Izdarot vairākus pieņēmumus par šī buljona sastāvdaļām - pazīstamu daļiņu, atomu un fotonu, dažu papildu neredzamu vielu, piemēram, tumšās vielas un tumšās enerģijas, formā, WMAP komanda spēja aprēķināt šo pirmatnējo skaņas viļņu fizisko lielumu. To var salīdzināt ar šķietamo skaņas viļņu lielumu, kas ierakstīts CMB plankumos. Šis salīdzinājums deva attālumu līdz mikroviļņu fona un Visuma izplešanās ātruma vērtību tajā sākotnējā brīdī. Izdarot pieņēmumus par to, kā parastās daļiņas, tumšā enerģija un tumšā viela kopš tā laika ir mainījušas izplešanos, WMAP komanda spēja panākt konstantes atbilstību tās pašreizējam pagrieziena ātrumam. Sākotnēji viņi izsecināja vērtību 72, atbilstoši tam, ko atrada Frīdmens.
Kopš tā laika Habla konstantes astronomiskie mērījumi ir parādījuši lielākas vērtības, lai arī kļūda ir samazinājusies. Jaunākajās publikācijās Riess ir spēris soli uz priekšu, izmantojot Habla teleskopā 2009. gadā uzstādīto infrasarkano kameru, kas var gan noteikt attālumus līdz Piena ceļa cefeīdiem, gan izcelt viņu vistālākos, sarkanākos radiniekus starp zilganākajām zvaigznēm, kuras parasti ieskauj kefīdus. Pēdējais Riess komandas sniegtais rezultāts bija 73,24.
Tikmēr Planck misija (ESA), kas parādīja CMB augstā izšķirtspējā un ar paaugstinātu temperatūras precizitāti, apstājās 67.8. Saskaņā ar statistikas likumiem šos divus lielumus atdala ar atstarpi 3,4 sigmas - nevis 5 sigmas, kas daļiņu fizikā runā par nozīmīgu rezultātu, bet gandrīz. “Grūti to izskaidrot ar statistisko kļūdu,” saka Čaks Bennetts, Džona Hopkinsa universitātes astrofiziķis, kurš vadīja WMAP komandu.
Katra puse norāda ar pirkstu uz otru. Georgs Efstacijs, Kembridžas universitātes Plankas komandas vadošais kosmologs, saka, ka Planka dati ir "absolūti nesatricināmi". Svaiga Planka 2013. gada rezultātu analīze lika viņam padomāt. Viņš lejupielādēja Riesz datus un publicēja savu analīzi ar zemāku un mazāk precīzu Habla konstanci. Viņš uzskata, ka astronomi ķērušies pie “netīrām” kāpnēm.
Atbildot uz to, astronomi apgalvo, ka veic faktisko mūsdienu Visuma mērījumu, jo CMB mērīšanas metode balstās uz daudziem kosmoloģiskiem pieņēmumiem. Ja viņi nekonverģē, viņi saka, kāpēc gan nemainīt kosmoloģiju? Tā vietā “Georgs Efstacijs iznāk un saka, ka es pārdomāšu visus jūsu datus,” saka Barijs Madors no Čikāgas universitātes, vīrs un Frīdmana kolēģis kopš 80. gadiem. Ko darīt? Gordija mezgls ir jāsagriež.
Vendija Frīdmena uzskatīja, ka viņas 2001. gada pētījums atklāja Habla konstanti, taču diskusijas ir radušas no jauna.
Astronomu pusē ir metode, ko sauc par gravitācijas objektīvu. Apkārt masīvai galaktikai gravitācija pati izkropļo telpu, veidojot milzu objektīvu, kas, piemēram, kvazāru, var izkropļot gaismu, kas nāk no tālu gaismas avota. Ja objektīva un kvazāra izlīdzinājums ir noteikts, gaisma virzīsies pa vairākiem ceļiem Zemes virzienā un radīs daudzus objektīva galaktikas attēlus. Ja jums ir paveicies, kvazārs mainīsies spilgtumā, tas ir, mirgo. Katrs klonētais attēls arī mirgos, bet ne tajā pašā laikā, jo katra attēla gaismas stari pa izkropļoto telpu iet atšķirīgi. Aizkavēšanās starp mirgošanu norāda ceļa garuma atšķirību; saskaņojot tos ar galaktikas izmēru, astronomi var izmantot trigonometriju, lai aprēķinātu absolūto attālumu līdz objektīva galaktikai. Tikai trīs galaktikas ir rūpīgi izmērītas šādā veidā, un šobrīd tiek pētītas vēl sešas. Janvāra beigās astrofiziķe Sherri Suyu no Maksa Planka astrofizikas institūta Vācijā un viņas kolēģi publicēja labākos Habla konstantes aprēķinus. “Mūsu dimensija sakrīt ar kāpņu attāluma pieeju,” saka Suju.
Tikmēr kosmologiem ir arī trumpis augšpusē: baryonic akustiskās svārstības (BAO). Visumam nobriestot, tie paši skaņas viļņi, kas tika iespiesti CMB, atstāja vielas salipumus, kas pārauga galaktikas kopās. Galaktiku izvietojumam debesīs jāsaglabā sākotnējie skaņas viļņu koeficienti, un, tāpat kā iepriekš, redzamā modeļa salīdzināšana ar tā aprēķināto faktisko lielumu nosaka attālumu. Tāpat kā CMB metode, arī BAO metode ļauj izdarīt kosmoloģisko pieņēmumu. Bet dažus pēdējos gadus viņš ir saglabājis Habla konstantes vērtības līdzvērtīgi Plankam. Globālās debesu aptaujas Sloan Digital Sky Survey ceturtā iterācija, kas veido galaktikas karti, palīdzēs precizēt šos mērījumus.
Tas nenozīmē, ka komandas, kas sacenšas par distances kāpnēm un CMB, vienkārši gaida citus veidus, kā atrisināt domstarpības. Lai nostiprinātu attāluma pakāpienu, attāluma līdz cefeīdiem Piena Ceļā, pamatus, Eiropas Kosmosa aģentūras Gaia misija mēģina noteikt precīzus attālumus līdz miljardam dažādu tuvējo zvaigžņu, ieskaitot Kefeidus. Gaia, kas riņķo ap Sauli ārpus Zemes, izmanto visuzticamāko mēru: parallaksu jeb šķietamo zvaigžņu pārvietojumu attiecībā pret debesu fonu, kad kosmosa kuģis sasniedz pretējos punktus savā orbītā. Kad 2022. gadā tiks izlaista pilna Gaia datu kopa, tā nodrošinās papildu pamatu astronomu uzticībai. Riess jau atrada mājienus par labu viņa augstākajai Habla konstantei, kad viņš izmantoja provizoriskos Gaia rezultātus.
Arī kosmologi cer nostiprināt savus mērījumus ar Atacama kosmoloģisko teleskopu Čīlē un Dienvidpola teleskopu, ar kuru palīdzību var pārbaudīt Plankas augstas precizitātes rezultātus. Un, ja rezultāti atsakās tuvināties, tad teorētiķi mēģinās aizpildīt plaisu. “Ir labi, kad modelis avarē. Modeļa validācija nav interesanta."
Piemēram, Visuma standarta modelim varētu pievienot papildu daļiņu. CMB piedāvā kopējā enerģijas budžeta aprēķinu neilgi pēc Lielā sprādziena, kad tas tika sadalīts matērijās un ar lielu enerģijas starojumu. Kā izriet no Einšteina slavenās ekvivalences formulas E = mc2, enerģija darbojās kā matērija, palēninot telpas paplašināšanos ar savu gravitācijas spēku. Bet matērija ir efektīvāka bremze. Laika gaitā starojums - gaismas fotoni un citas gaismas daļiņas, piemēram, neitrīni - atdzisa un zaudēja enerģiju, gravitācijas efekts vājinājās.
Pašlaik ir zināmi trīs veidu neitrīni. Ja būtu ceturtais, kā ierosināja daži teorētiķi, sākotnējā Visuma enerģijas budžetā radiācijas pusē būtu nedaudz vairāk, un šī daļa izkliedētos ātrāk. Tas, savukārt, nozīmētu, ka agrīnais Visums paplašinājās straujāk, nekā prognozē mūsdienu kosmoloģijas sastāvdaļu saraksts. Nākotnē ar šo papildinājumu varētu saskaņot divus atšķirīgus rezultātus. Bet neitrīno detektori vēl nav atklājuši nekādas norādes uz 4. tipa neitrīniem, un citi Planck mērījumi ierobežoja kopējo pārmērīgā starojuma daudzumu.
Vēl viena iespēja ir tā saucamā fantomas tumšā enerģija. Patiesie kosmoloģiskie modeļi nozīmē pastāvīgu tumšās enerģijas spēku. Ja tumšā enerģija laika gaitā nostiprināsies, tas izskaidro, kāpēc šodien kosmoss paplašinās straujāk, nekā varētu domāt, raugoties agrīnajā Visumā. Tomēr mainīgā tumšā enerģija šķiet pilnīgi lieka. Kosmologi un astrofiziķi sliecas uzskatīt, ka problēmas slēpjas esošajās metodēs, nevis jaunajā fizikā.
Frīdmens uzskata, ka vienīgais risinājums - cīnīties ar uguni ar uguni - slēpjas jaunos Visuma novērojumos. Kopā ar Madoru viņi gatavojas veikt atsevišķu mērījumu, kas kalibrēts ne tikai kefīdiem, bet arī cita veida mainīgajām zvaigznēm un spilgti sarkaniem milžiem. Tuvākos piemērus var izpētīt, izmantojot automātisko teleskopu, kura platums ir 30 centimetri, un attālākie palīdzēs izpētīt Habla un Špicera kosmosa teleskopus. Tiklīdz viņa būs spējīga tikt galā ar tumšo un vardarbīgo Sandage, viņa ir gatava atbildēt uz Planka un Riesza komandas uzdrīkstēšanos.
“Viņi teica, ka mēs maldāmies. Nu, redzēsim,”viņa joko.
ILYA KHEL
