Конец стандартной Вселенной: почему космологи снова спорят о природе темной энергии

Стандартная космологическая модель ΛCDM, на которую сегодня опираются ученые, объединяет Общую теорию относительности (ОТО), предположение об однородности и изотропности Вселенной на больших масштабах, а также параметры, определенные из астрономических наблюдений. Такая комбинация позволяет с высокой точностью описывать эволюцию космоса. Однако сама картина устройства Вселенной остается на удивление странной. 

По современным оценкам, обычное вещество, из которого состоят звезды, планеты, галактики и почти все известные нам объекты, составляет лишь около пяти процентов всего содержания Вселенной. Еще примерно 27 процентов приходится на темную материю, а оставшиеся 68 процентов — на темную энергию. То есть большая часть космоса состоит из компонентов, о природе которых ученые до сих пор не пришли к единому выводу.

Темная материя помогает объяснить, как формируются галактики и почему звезды внутри них движутся так, будто галактики содержат дополнительную невидимую массу. Темная энергия, напротив, связана с поведением самой Вселенной на крупнейших масштабах: именно она объясняет, почему пространство расширяется все быстрее.  

В простейшей версии ΛCDM темная энергия представлена космологической постоянной Λ (лямбда) — величиной, что остается неизменной во времени. Вместе с холодной темной материей (Cold Dark Matter, CDM) модель описывает космос — от реликтового излучения (слабого микроволнового свечения, возникшего примерно через 380 тысяч лет после Большого взрыва), до распределения галактик на самых больших космологических масштабах. 

Это понимание укрепилось благодаря данным спутника Planck, наблюдениям сверхновых типа Ia и крупным обзорам галактик. Они показали, что одна и та же модель способна описывать разные эпохи космоса — от ранней Вселенной до ее современного состояния. Но чем точнее становились наблюдения, тем заметнее были небольшие расхождения. 

Сначала ученые столкнулись с напряжением Хаббла — различием между двумя наиболее точными способами измерить нынешнюю скорость расширения Вселенной. Затем появились другие несогласованности, связанные с ростом космических структур. Следом новые данные крупных обзоров начали демонстрировать: некоторые наборы наблюдений несколько лучше согласуются с моделями, где темная энергия со временем может изменяться. 

Отдельно взятые, эти наблюдения нельзя назвать доказательством новой физики. Однако вместе они создают ситуацию, в которой ΛCDM оказывается потенциально неполной. На этом фоне вопрос о будущем Вселенной также остается открытым. 

В этой точке современная космология вновь возвращается к вопросу о том, что именно заставляет космос расширяться с ускорением — и действительно ли темная энергия постоянна? Чтобы понять, почему этот вопрос возник вновь, нужно вернуться к концу XX века, когда сама идея ускоренного расширения казалась невозможной. 

Вселенная, которая должна была тормозить 

Если восстановить классическую картину космоса в том виде, в каком она складывалась в первой половине ХХ века, Вселенная должна вести себя довольно предсказуемо. 

После Большого взрыва пространство начало расширяться, а материя внутри него — собираться в галактики, скопления и более крупные структуры. Но у такой Вселенной есть важное свойство: вещество гравитирует. А значит, его суммарное притяжение должно было постепенно тормозить расширение. 

Из этого рассуждения выросла ранняя космологическая «интуиция»: будущее Вселенной зависит от плотности материи. Если ее достаточно много — расширение в конечном итоге остановится и сменится сжатием. Если мало — космос будет расширяться вечно, но с постоянно уменьшающейся скоростью. 

Эта логика легла в основу так называемых фридмановских решений уравнений ОТО, полученных советским математиком Александром Фридманом еще в 1922 году. Уже тогда из уравнений Эйнштейна следовало, что Вселенная статичной быть не может: космос либо расширяется, либо сжимается, а скорость этого процесса должна зависеть от содержания материи и энергии. 

На самом деле, ситуация даже чуть сложнее: в той же самой статье Фридмана он показал, что Вселенная может пульсировать — то есть сначала расширяться, потом сжиматься и так далее. Ее массу и период пульсаций ученый оценил в десять миллиардов лет. 

Еще в начале XX века — до расчетов Фридмана — астроном Весто Слайфер обнаружил, что далекие галактики действительно удаляются друг от друга. А в 1929 году астроном Эдвин Хаббл смог достаточно точно рассчитать расстояния до галактик, получив функцию зависимости скорости разбегания от расстояния до той или иной галактики. На этом этапе всем, включая Эйнштейна, который несколько лет с большим сомнением относился к этой идее, стало ясно: Вселенная расширяется. 

На тот момент эта идея сама по себе не противоречила тормозящей картине. Напротив — расширение можно было трактовать как результат первоначального импульса, который со временем должен замедляться под действием гравитации. 

В  последующие десятилетия большинство космологов строило именно такие модели. Так возникло целое семейство сценариев эволюции Вселенной. Ключевым параметром в них выступала средняя плотность материи. Если она превышала критическое значение, расширение со временем могло смениться сжатием. Если была меньше, Вселенная продолжала бы расширяться бесконечно, но с постепенно убывающей скоростью. 

Основы представлений, заложенных Фридманом, позднее развил бельгийский астрофизик Жорж Леметр, независимо получивший аналогичные результаты. Именно их работы легли в основу классической космологии середины XX века.   

На этом фоне долго считалось очевидным, что наблюдаемое расширение должно либо замедляться, либо, в лучшем случае, стремиться к предельному режиму с нулевым ускорением. Даже введенная Эйнштейном космологическая постоянная Λ, описывающая расширение Вселенной, первоначально рассматривалась как математический «трюк» для получения статического космоса, а не как реальный физический компонент. 

Перелом произошел только в конце ХХ века ввиду появления точных методов измерения расстояний до очень далеких объектов и, что особенно важно, методов восстановления истории расширения космоса. За дело взялись сразу две независимые исследовательские группы — Supernova Cosmology Project и High-Z Supernova Search Team. 

Ключом стали сверхновые типа Ia — взрывы белых карликов, которые можно использовать как «Стандартные свечи космологии». Их яркость сама по себе различалась, но ее можно было надежно стандартизировать благодаря связи между формой кривой блеска и истинной светимостью. Так, сравнивая расстояние со скоростью удаления галактик, обе команды независимо пришли к одному выводу: данные требовали модели с ускоряющимся расширением Вселенной.

Открытие было поразительным. Если галактики разлетаются все быстрее, значит, в космосе должен присутствовать компонент, который ведет себя иначе, нежели обычная материя. Последняя создает гравитационное притяжение и тем самым тормозит расширение. 

Здесь же требовалось нечто противоположное — форма энергии, которая на больших масштабах действует как антигравитация (точнее, компонент с отрицательным давлением, который приводит к ускоренному расширению), заставляя пространство расширяться все быстрее. Так постоянная Λ в новом качестве вернулась в космологию.  

Позже этот результат подтвердили множество независимых наблюдений, включая данные реликтового излучения и крупномасштабной структуры. А в 2011 году за открытие ускоренного расширения Вселенной была присуждена Нобелевская премия по физике. 

Вот так классическая «тормозящая» Вселенная перестала быть интуитивно очевидной, а в современную физику вошло понятие темной энергии — и почти сразу стало одной из ее главных загадок. Теперь ученым нужно было понять, насколько хорошо эта добавленная в модель деталь согласуется со всеми остальными наблюдениями. 

Модель, которая работала слишком хорошо 

Поначалу Стандартная космологическая модель выглядела исключительно успешной. Она не просто объяснила ускоренное расширение космоса, но одновременно связала между собой реликтовое излучение, крупномасштабную структуру галактик и наблюдаемую геометрию Вселенной. Словом, разные эпохи, физические процессы и разные методы измерений неожиданно начали сходиться в одну и ту же картину. 

К началу XXI века это выглядело как редкий случай в физике. Но чем точнее становились наблюдения, тем более странными были разные способы измерить одни и те же параметры. 

Причина сложности в том, что разные методы измерения постоянной Хаббла — нынешней скорости расширения космоса — опираются на разные эпохи Вселенной: один — на наблюдениях близких объектов, таких как цефеиды (класс пульсирующих переменных звезд) и сверхновые типа Ia, другой — на параметры реликтового излучения. 

В рамках ΛCDM они должны приводить к одному значению, но этого не происходит. Измерения на основе реликтового излучения указывают на скорость расширения около 67 километров в секунду на мегапарсек (мегапарсек равен 3,26 миллиона световых лет), тогда как методы, использующие наблюдения сверхновых типа Ia, дают примерно 74 километра в секунду на мегапарсек. 

Позже к этому добавился еще один тип несогласованности — уже не в скорости расширения, а в росте структуры. Измерения слабого гравитационного линзирования и распределения галактик (обзоры KiDS и DES) показали, что Вселенная может быть немного менее развитой, чем предсказывает ΛCDM на основе данных Planck. То есть галактики и скопления галактик распределены несколько иначе, чем ожидалось. 

Наконец, самые крупные современные спектроскопические обзоры, включая DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), стали уточнять поведение темной энергии на больших масштабах. Сегодня, в комбинации с другими данными, появляются намеки, что уравнение состояния темной энергии может отклоняться от строго постоянного значения. Правда, пока эти результаты остаются статистически спорными. 

Но насколько в таком случае эти намеки вообще серьезны? Если Стандартная космологическая модель так хороша, почему при росте точности она начинает расходиться сама с собой? 

Аномалии на горизонте

Может показаться, что расхождения, о которых говорят космологи, слишком малы, чтобы ставить под сомнение фундаментальную модель Вселенной. В конечном итоге разница в измерении постоянной Хаббла составляет всего около десяти процентов — примерно 67 против 74 километров в секунду на мегапарсек. Эта величина показывает, насколько быстро расширяется космос: в среднем каждая тысяча мегапарсек расстояния между галактиками добавляет примерно 67-74 километра в секунду к скорости их удаления друг от друга. Например, две галактики, разделенные десятью мегапарсеками, будут удаляться со скоростью 670-740 километров в секунду из-за расширения самого пространства.  

Не менее скромно выглядят и отклонения в параметрах роста космических структур — разные наблюдения дают значения параметра, которые отличаются всего на два-четыре процента. При этом возможные изменения поведения темной энергии пока остаются ниже уровня, необходимого для уверенного утверждения о революции в физике. 

Для многих физических теорий такие эффекты можно было бы объяснить систематическими ошибками или недостаточной точностью измерений. Но космология устроена иначе: мы не можем провести повторяемый эксперимент с самой Вселенной и вынуждены восстанавливать ее свойства по наблюдениям объектов, свет от которых пришел к нам из разных эпох.  

При этом речь не идет о плохих данных. Напротив, каждое новое поколение наблюдений становится точнее. Проблема возникает там, где эти измерения должны сходиться в единую картину. 

Тут стоит оговориться: изначально ΛCDM была построена как минимальная модель. В ней темная энергия представлена в виде космологической постоянной — компонента с неизменной плотностью энергии, не зависящей от времени. Эта простота и сделала ее настолько успешной: модель объясняет огромное количество наблюдений всего несколькими параметрами.  

У этой простоты, однако, есть обратная сторона. Если реальная физика немного сложнее, например, если свойства темной энергии меняются со временем, это не обязательно проявится как явный провал теории. Вместо этого возникает набор небольших несогласованностей между разными наблюдениями (что и фиксируют сегодня ученые).  

Одно из возможных направлений поиска — отказаться от предположения, что темная энергия неизменна во времени. Вместо строгой космологической постоянной физики рассматривают более общие сценарии, в котором ее свойства описываются иначе. Такие модели позволяют темной энергии изменяться и иногда немного лучше согласуют различные наборы данных между собой. 

Первые намеки на подобные отклонения, как уже говорилось выше, усилились после анализа данных DESI, где комбинация спектрографических измерений барионных акустических осцилляций — колебаний плотности видимой барионной материи — с данными реликтового излучения и сверхновых сошлась с моделями меняющейся темной энергии несколько лучше, нежели с простейшей ΛCDM.

Теперь главный вопрос звучит так: действительно ли одна и та же физика управляет ранней и поздней Вселенной или же в этих расхождениях начинают проявляться признаки более сложной картины?

Как и почему космологи разошлись во мнениях 

Предположим, что темная энергия действительно меняется со временем. В таком случае один из главных компонентов космоса должен быть устроен не так, как предполагает ΛCDM. Вот только среди ученых пока нет согласия даже в том, насколько появившиеся намеки на расхождение вообще серьезны. 

Причина разногласий проста: космологи видят одни и те же данные, но по-разному оценивают их значение. Для одних совокупность небольших отклонений выглядит как первый признак новой физики. Для других — как естественный этап развития науки, когда более точные измерения выявляют статистические погрешности или скрытые систематические эффекты. 

Сторонники идеи меняющейся темной энергии (в первую очередь участники коллаборации DESI) после анализа данных трех лет наблюдений, в который вошли почти 15 миллионов галактик, заявили, что уровень расхождения с простейшей ΛCDM достиг примерно 3-4 σ (сигма). 

В физике частиц и космологии σ — это мера статистической значимости: одна σ считается намеком, пять σ — «открытием». Все, что идет от 4σ — уже очень серьезно: вероятность того, что такое расхождение возникло случайно, если ΛCDM верна, составляет примерно 1 к 30 000. 

К похожему выводу пришла и независимая группа Dark Energy Survey (DES). Их данные тоже лучше согласуются с моделью, в которой темная энергия постепенно ослабевает. 

В то же время многие космологи сохраняют осторожность. Дело в том, что даже при высоком статистическом значении речь пока идет лишь о намеках, а не об окончательном доказательстве. Некоторые теоретики считают поведение темной энергии в ранней Вселенной неестественным, подозревая, что дело может быть в систематических ошибках наблюдений или в недостаточно точном понимании самих данных. 

Сторонники такого подхода подчеркивают главное преимущество ΛCDM: за последние десятилетия она прошла огромное количество независимых проверок и до сих пор остается простой и успешной. С их точки зрения, менять ее стоит только тогда, когда противоречия станут по-настоящему убедительными и будут устойчиво воспроизводиться разными методами. 

То есть спор идет не о том, работает ли Стандартная космологическая модель. Почти все исследователи признают, что это пока лучшая модель описания Вселенной. Проблема в другом: считать ли нынешние расхождения фоновым шумом, что исчезнет при росте точности измерений, или первым признаком того, что представления о космосе придется пересмотреть. 

Вот только первым ли? Ведь то же напряжение Хаббла стали активно обсуждать, потому что его двигает активный и влиятельный нобелевский лауреат Адам Рисс. При этом есть не менее впечатляющие наблюдательные данные группы Константина Мигкаса (получены по скоплениям галактик) о том, что постоянная Хаббла имеет анизотропию (то есть неоднородность) по небу с амплитудой в десять процентов. Выходит, признак необходимости пересмотра не совсем первый. 

И вряд ли второй. Известный астрометрист Валерий Макаров по данным миссии Gaia в 2026 году показал отчетливую глобальную анизотропию (неоднородность) движения квазаров по небу, о чем опубликовал статью в журнале Classical and Quantum Gravity. В нашей стране Владимир Амирханян еще в 2009 году показал близкую анизотропию направлений джетов из центров многих тысяч активных галактик. 

Все эти работы ставят под большой вопрос парадигму однородной Вселенной, в которой постоянная Хаббла действительно постоянная — а не переменная. 

Из чего на самом деле состоит космос? 

Хотя современная космология довольно хорошо описывает состав Вселенной, физическая природа ее основных компонентов остается неизвестной. Проще говоря, все, что человечество когда-либо наблюдало напрямую — это атомы, свет, химические элементы, галактики и межзвездный газ, — составляют лишь небольшую часть космоса. Остальное мы видим только по его влиянию на окружающую среду. 

Это один из самых странных выводов физики XXI века. Карта Вселенной оказалась удивительно точной раньше, чем мы поняли, что именно на ней изображено. 

Самая знакомая часть космоса — обычное вещество. В космическом масштабе это в основном водород, немного гелия и совсем чуть-чуть лития. Более тяжелые элементы появились позже внутри звезд и во время их взрывов. Из этого вещества сформировались галактики, планеты и все известные формы жизни. Однако всей этой привычной материи недостаточно чтобы объяснить, как возникли и развились наблюдаемые космические структуры. 

Отсюда и возникла идея темной материи — невидимой субстанции, что проявляет себя через гравитацию. Она не излучает, не поглощает и не отражает свет так, как обычное вещество. Ее присутствие, однако, помогает объяснить, почему крупномасштабная структура Вселенной выглядит такой, какой мы ее наблюдаем. Ученые уверены, что этот компонент существует, так как его видно по гравитационным эффектам. Но из чего именно он состоит неизвестно.   

Темная энергия выглядит еще более загадочной. В отличие от темной материи, она не помогает собирать структуры, а напротив, определяет само поведение пространства на самых больших масштабах. И именно она подводит физику к одной из самых серьезных проблем: мы не знаем почему вообще существует темная энергия и почему ее величина такова. 

Если попытаться оценить ее с помощью квантовой теории поля, получается результат, который расходится с наблюдениями на колоссальное число порядков. Это одно из самых больших известных расхождений между теорией и экспериментом во всей фундаментальной науке. 

Если же будущие наблюдения подтвердят, что темная энергия со временем меняется, это будет означать, что ключевой компонент ΛCDM описан неполно. Тогда проблема окажется глубже, чем просто уточнение нескольких космологических параметров: речь пойдет о серьезном пересмотре самой картины Вселенной. 

Но если главный компонент космоса — загадка, можем ли мы вообще уверенно говорить о будущем Вселенной? Или оно тоже зависит от физики, которую мы пока только-только начинаем понимать?

Судьба Вселенной 

Вопрос о судьбе Вселенной долго казался почти решенным. Если известны ее состав и законы, по которым она расширяется, значит, можно вычислить и ее будущее. Если простейшая ΛCDM верна, ответ выглядит относительно ясным. Темная энергия остается неизменной, а по мере расширения пространства материя становится все более разреженной. 

В результате ускоренное расширение не прекращается. Галактики за пределами локальной группы постепенно уходят за космологический горизонт, новые светила рождаются все реже, а сама Вселенная движется к состоянию, которое называют тепловой смертью: она не заканчивается внезапно, а медленно становится все более холодной, темной и пустой.   

Если темная энергия не постоянна, будущее становится менее определенным. В одних моделях ее влияние со временем ослабевает, из-за чего ускоренное расширение может замедлиться. В других рассматриваются альтернативные объяснения самого ускорения. 

Например, астрофизик Николай Горькавый предложил иное объяснение. Согласно его гипотезе, ускоренное расширение можно объяснить не загадочной темной энергией, а поведением черных дыр, возникших на предыдущем этапе жизни Вселенной — в рамках так называемой циклической (или осциллирующей) модели космоса, где расширение и сжатие сменяют друг друга. 

Если Вселенная действительно проходит через фазу сжатия, массовые слияния черных дыр должны сопровождаться мощным излучением гравитационных волн, уносящих часть их энергии. По расчетам, связанная с этим потеря массы компактных объектов может изменить общий гравитационный баланс Вселенной и привести к Большому взрыву. А последующее поглощение гравитационных волн черными дырами дает ненулевую космологическую постоянную и эффект, напоминающий действие темной энергии.  

Идея красиво обходится без введения нового компонента, но требует принять всю модель циклической Вселенной целиком, а не только эту деталь. Поэтому среди космологов широкого признания она пока не получила. 

Впрочем, скепсис по поводу экзотических сценариев будущего космоса звучит и внутри самого мейнстрима — причем именно по поводу тех самых данных DESI, запустивших этот спор. Космолог Пол Стейнхардт из Принстонского университета (США) обращает внимание на методологическую тонкость: коллаборация DESI построила два разных графика поведения темной энергии во времени, и вывод о новой физике сильно зависит от того, как именно обработать одни и те же данные.  

По Стейнхардту, вывод о динамической темной энергии зависит от выбранного способа математического описания ее эволюции: при одни параметризациях данные выглядят как намек на новую физику, а при других это преимущество практически исчезает. С похожей осторожностью высказывается и физик Джошуа Фриман из Чикагского университета (США): по его словам, космологи придерживаются простейшей работающей теории — ровно до тех пор, пока она не перестает работать.  

Поэтому большинство исследователей пока предпочитают не делать далеко идущих выводов. Лишь если будущие наблюдения подтвердят изменение свойств темной энергии, можно будет всерьез обсуждать альтернативные сценарии эволюции космоса. 

Если же темная энергия, напротив, усиливается, возможен и более радикальный исход: расширение будет становиться все быстрее, а в предельном случае — разрушать сначала галактики и звездные системы, а затем и более компактные структуры. Такой вариант известен как Большой разрыв. 

Эти сценарии, впрочем, важно не переоценивать. Современные данные, как мы уже говорили, не подтверждают новую картину мира. Однако уже сам факт, что вопрос снова открыт, меняет масштаб проблемы. В этом смысле судьба Вселенной — не отдельная тема в конце разговора о темной энергии, а его главный итог. И звучит он неутешительно: мы не знаем, чем закончится история космоса. 

Возможно, будущие наблюдения подтвердят, что темная энергия действительно постоянна, а нынешние расхождения окажутся статистическими флуктуациями или следствием систематических ошибок. Тогда Стандартная космологическая модель останется одной из самых успешных научных моделей в истории. 

Но если нет, последствия будут гораздо глубже. Тогда придется пересматривать не только природу темной энергии, но и наше представление о происхождении,  прошлом и будущем Вселенной. Да, ученые по-прежнему смогут удивительно точно измерять космос, но выяснится, что сегодняшняя картина его устройства описывала лишь частный случай более сложной реальности.  

Таким образом, трещина в фундаменте космологии пока остается лишь трещиной. Но именно такие моменты в истории науки иногда становятся началом для целой новой картины мира.

Любовь С.

457 статей

Автор освещает темы из разных областей науки, включая астрономию, палеонтологию и генетику. Пишет о научных открытиях, природных явлениях и эволюционных процессах.

Показать больше

Закладка

Скопировать ссылку

Email

Печать

Twitter

VK

Telegram