Постоянная Хаббла (H₀) — это текущая скорость расширения Вселенной, выражаемая как скорость на единицу расстояния (обычно километры в секунду на мегапарсек). Это фундаментальный параметр космологии, определяющий масштаб, возраст и судьбу Вселенной. Постоянная названа в честь Эдвина Хаббла, который в 1929 году обнаружил, что галактики удаляются от нас со скоростями, пропорциональными их расстоянию, хотя современное значение выводится из разнообразных космических наблюдений.
История
Эдвин Хаббл впервые измерил скорость расширения в 1929 году, но современное значение уточнялось десятилетиями. Текущее расхождение между измерениями по реликтовому излучению (спутник Planck) и по локальной шкале расстояний (например, команда SH0ES) является одной из главных нерешённых проблем космологии.
Как это работает
Расширение измеряется по тому, как красное смещение света от далёких объектов увеличивается с расстоянием. Астрономы калибруют эту зависимость, используя «стандартные свечи» (такие как цефеиды или сверхновые типа Ia) для измерения расстояний, а затем сравнивают эти расстояния со скоростями удаления, определяемыми по красному смещению. Наклон зависимости «скорость — расстояние» даёт H₀. Альтернативно, постоянную можно получить из реликтового излучения, подгоняя космологическую модель, включающую тёмную энергию и тёмную материю, что даёт несколько иное значение.
Где применяется
Постоянная Хаббла используется для перевода красных смещений в расстояния в обзорах галактик, что необходимо для картирования крупномасштабной структуры Вселенной и изучения тёмной энергии.
Любопытный факт
Постоянная Хаббла не является постоянной во времени; она меняется по мере эволюции скорости расширения Вселенной, поэтому «постоянная» относится именно к её значению на сегодняшний день.
В сердце старого города стоит башня с часами, которые не переводили с момента постройки. По их отставанию можно вычислить, насколько растянулось время с тех пор. В космосе роль таких башен играют реликтовые галактики — плотные звёздные скопления, которые сформировались в первые миллиарды лет и с тех пор не сливались с соседями и не рождали новых звёзд.
Вглядываясь в ночное небо, мы упираемся взглядом в черноту, за которой ничего не видно. Это не просто далёкий забор — это край доступной нам Вселенной, космический горизонт. Свет от более далёких звёзд просто не успел до нас дойти. Удивительно, но эта невидимая граница ведёт себя почти как нагретая сковорода: у неё есть температура, и она подчиняется законам тепла.
Вселенная остывала, как гигантская ванна после горячего начала. Через 400 000 лет после Большого взрыва водород уже готов был рекомбинировать — протоны ловили электроны, чтобы стать нейтральными атомами. Но где-то в этой тёмной воде продолжал капать кран.
Предсказанные Альбертом Эйнштейном гравитационные волны — это маяки в тёмном океане космоса. Они вспыхивают при столкновении чёрных дыр и пронизывают Вселенную рябью пространства.
Когда после Большого взрыва остывающий космос терял первозданную симметрию, в полях возникали напряжения — словно в застывающем стекле вырастают микротрещины. Глобальные монополи, предсказанные Герардом 'т Хоофтом и Поляковым, стали такими же «шрамами» на теле мироздания. Каждый монополь — крошечный, но невероятно массивный узел поля.
Представьте космический оркестр, исполняющий симфонию от Большого взрыва до наших дней. Дирижёр — тёмная энергия — долгое время казался бесстрастным метрономом: космологическая постоянная Λ неподвижна, как палочка, застывшая в воздухе.
Ударьте по камертону. Частота 440 Гц. Это нота ля. Эталон звука.
В мире чисел тоже есть эталон. Настраивают его не на звук, а на простые числа. Хотя их распределение кажется случайным, оно подчиняется строгим законам. Все простые числа резонируют вместе. Значение одно: λ∞ ≈ 0,674036. Эта константа возникает из уравнения, где сумма 1/(xp²−p+1) по всем простым p равна 1.
Космологический оркестр настраивается не по одному камертону. Есть две группы инструментов: одни слушают гул молодого мироздания — реликтовое излучение, другие считывают ноты со зрелых галактик и сверхновых. Десятилетиями обе группы пытались сыграть унисон — определить, с какой скоростью разлетаются галактические архипелаги.
Космологическая постоянная Эйнштейна — досадная ошибка или прозрение, вернувшееся бумерангом? Ускорение Вселенной застало физиков врасплох: ΛCDM работает, но почему энергия вакуума столь нелепо мала? Вообразите океан, штормящий квантовыми флуктуациями, но на поверхности — лишь микроскопическая рябь.
Гигантская планета-младенец всё ещё тянет к себе остатки строительного материала из окружающего облака. Именно такую картину запечатлел космический телескоп «Хаббл», направив свои камеры на объект с каталожным именем SR 12 c. Эта планета-компаньон вращается вокруг молодой звезды и находится от неё далеко — дальше, чем Нептун от Солнца.
Вселенную можно представить как густой лес: вблизи мы различаем отдельные деревья-галактики, собранные в группы и скопления — своего рода рощи, но издалека всё сливается в сплошную зелень. Грань, за которой космос становится однородным, называют угловым масштабом однородности — это минимальный угловой размер участка неба, начиная с которого галактики распределены равномерно, без заметных сгущений.
Космология переживает тектонический разлом. Цефеидно-калиброванные сверхновые, измеренные командой Адама Рисса, указывают на скорость около 73 км/с на мегапарсек.
Если зажечь в комнате лампу, она осветит стены. Но если ту же лампу поставить в огромный зал, свет едва доберётся до углов. Примерно так же излучение молодых звёзд действует на газ в галактике: оно выбивает электроны из атомов водорода, заставляя газ светиться. Астрономы называют это «ионизацией», а силу такого воздействия — ионизационным параметром.
Огромный надувной шар, на котором нарисованы галактики, раздувается — и рисунок растягивается, соседние точки отдаляются друг от друга. Скорость этого растягивания и есть постоянная Хаббла. Обычно астрономы ловят свет далёких звёзд и смотрят, насколько он покраснел от растяжения пространства.
На кухне стоят весы для муки и мерный стакан для воды. По отдельности они точны, но когда печёшь хлеб, рецепт требует идеального соотношения. Похожий спор идёт у астрономов о скорости расширения Вселенной. Прямые замеры по звёздам дают одно число, а расчёты по реликтовому излучению (свету, оставшемуся от Большого взрыва) — другое, чуть меньшее.
Горячий кофе на столе остывает: тепло растекается от горячего центра к краям. Примерно так же, предполагают авторы, ведёт себя и сама Вселенная — только в масштабах миллиардов световых лет.
Вселенная не терпит однообразия. Век назад Эдвин Хаббл и Жорж Леметр подарили нам элегантную картину: расширяющийся космос, гладкий, как поверхность натянутого шара.
Вселенная ведет учет каждому новорожденному светилу. За 13,8 миллиарда лет в галактиках зажглось столько звезд, что по их «переписи» можно судить о характере самого космоса — как по годовым кольцам дерева судят о климате прошлых лет.
Воздушный шар надувают. Сначала он раздувается медленно, потом кто-то резко доливает воздух — и шар расширяется быстрее. Но вот поток воздуха слабеет, и шар снова начинает раздуваться медленнее. Примерно так, согласно новой работе, вела себя Вселенная: после Большого взрыва она расширялась, потом вдруг ускорилась, а теперь ускорение сходит на нет.
Если взять два тяжёлых шара и разнести их на метр, они притянутся с силой, которая слабеет в четыре раза при удвоении расстояния. Этот закон открыл Ньютон, и он работает в комнате, в Солнечной системе, в галактике. Но сохраняется ли он, когда речь идёт о сотнях миллионов световых лет?
Астрономы нашли способ проверить это напрямую.
Космологи измерили, с какой скоростью разбегаются далёкие галактики в разных уголках неба. Для этого они взяли два вида «космических линеек»: скопления галактик и взрывы сверхновых определённого типа. Оба способа показали одно и то же: в одном направлении Вселенная расширяется чуть быстрее, чем в противоположном.
Вселенная расширяется, но с какой скоростью? Астрономы десятилетиями спорят о точном значении постоянной Хаббла — фундаментальной величины, описывающей темп космологического расширения. Два классических метода дают слегка разные результаты. Теперь появился третий — по загадочным быстрым радиовсплескам.
Если пространство — холст, то мазки на нём не могут быть бесконечно тонкими. Существует мельчайший отрезок, короче которого нет смысла измерять, — фундаментальная длина, задающая квантовую «зернистость» пространства-времени. Эта дискретность меняет саму геометрию: движение галактик и рост крупномасштабных структур отражают её влияние.
Два астронома смотрят на одну и ту же Вселенную, но видят её по-разному. Один измеряет скорость расширения по древнему свету, который летел к нам почти 14 миллиардов лет. Другой — по недавним взрывам звёзд в соседних галактиках. Первый получает 67 километров в секунду на каждый мегапарсек расстояния, второй — 73.
Когда тяжёлое ядро на огромной скорости врезается в межзвёздный газ, оно разваливается на куски. Дальше эти куски — литий, бериллий, бор — летят дальше, и их количество в потоке космических лучей зависит от того, как именно шло разрушение. Обычно считалось, что с ростом энергии пропорции должны плавно меняться, как меняется вкус супа, если доливать воду.
Вселенная расширяется, и галактики разлетаются, как изюминки в поднимающемся тесте. Скорость этого разлёта — постоянная Хаббла — ключевое число в космологии. Чтобы её измерить, обычно нужен «звуковой горизонт»: след от звуковых волн, которые бежали по горячей плазме в первые сотни тысяч лет после Большого взрыва.
Бозон Хиггса живёт невообразимо мало — меньше миллиардной доли секунды. Поймать его напрямую нельзя, поэтому физики смотрят на то, что остаётся после его распада: струи частиц, мюоны, нейтрино. Но часть информации теряется, если учитывать только явные следы распада, а не всё событие целиком.
Рождение Вселенной обычно связывают с Большим взрывом — точкой бесконечной плотности, где кривизна пространства-времени и температура достигают сингулярных значений. Но в такой сингулярности законы физики теряют предсказательную силу, что давно не устраивает учёных.
Видимый горизонт Вселенной можно представить как голографический экран, который, подобно чёрной дыре, подчиняется законам, установленным Бекенштейном и Хокингом.
Учёные предложили модель, в которой загадочная сила — тёмная энергия, ответственная за ускоренное расширение, — обладает чем-то вроде инерции: ей требуется время, чтобы отреагировать на изменения, подобно тому как тяжёлый маятник не сразу меняет своё движение.
Вселенная расширяется, и скорость этого расширения — предмет активных дискуссий в космологии. Ещё почти сто лет назад Эдвин Хаббл обнаружил, что галактики разбегаются, но современные измерения постоянной Хаббла, характеризующей темп расширения, дают противоречивые значения.
Галактики во Вселенной не разбросаны как попало: соседние движутся в одну сторону, как стайка рыб, а далёкие — каждая сама по себе. Где проходит граница между «вместе» и «врозь», до сих пор было неясно. Астрономы придумали новую меру — масштаб, на котором среднее движение галактик вдоль линии, соединяющей пару, перестаёт быть согласованным и начинает противоречить друг другу.
Вселенная расширяется, и делает это всё быстрее. За это ускорение отвечает загадочная тёмная энергия. Долгое время её считали неизменной, как константу в учебнике. Но новые данные с прибора DESI, который снимает спектры миллионов галактик, намекают: тёмная энергия могла быть сильнее или слабее в разные эпохи.
Современные телескопы фиксируют: далёкие галактики разлетаются всё быстрее. Причину этого ускоренного расширения называют тёмной энергией — таинственной субстанцией, создающей антигравитационное отталкивание, но её природа оставалась загадкой. К тому же, расчёты скорости разлёта в ранней и поздней Вселенной не совпадают, указывая на пробел в нашем понимании.
Вселенная расширяется, и каждое скопление галактик участвует в грандиозном космическом танце. Темп этого танца задаёт постоянная Хаббла — ключевая величина, описывающая скорость расширения.
Два метода измерения скорости расширения Вселенной дают противоречивую картину. Измерения по вспышкам сверхновых, выполненные командой Адама Рисса, показывают более быстрое расширение, чем данные по реликтовому излучению — свету, оставшемуся после Большого взрыва.
Сверхновые типа Ia — своего рода «стандартные свечи» космологии: их пиковая светимость практически одинакова, что позволяет определять расстояние по видимому блеску: чем тусклее объект, тем он дальше. Такие сверхновые служат маркерами для измерения дистанций до удалённых галактик.
