Колко тежи Вселената и защо има нужда от нови физични закони

Галактичният куп Abell 520, формиран от сблъсъка на множество галактики. Изследването на подобни купове дава подробна информация за Космоса

© NASA/ESA

Галактичният куп Abell 520, формиран от сблъсъка на множество галактики. Изследването на подобни купове дава подробна информация за Космоса



Два напълно различни начина за "претегляне" на Космоса дават различни резултати през последните години и ако бъдещи по-прецизни измервания не успеят да разрешат несъответствието, на физиците може да се наложи да преразгледат "Стандартния модел" на космологията - най-доброто описание на Вселената, което имаме за момента - и да измислят нови закони.


Теглото на Вселената (технически казано, масата) е трудно да се измери. За да го направите, трябва да броите не само звезди и галактики, а тъмна материя, облаци прах и дори "утайки" от неутрален водород в междугалактическото пространство. Астрономите се опитват да претеглят Вселената повече от век и все още намират начини да бъдат по-точни.


Познаването на масата на Космоса е от основно значение за разбирането на неговата история и еволюция. Докато тъмната енергия подтиква Вселената да се разширява, материята се опитва да предпази Вселената от разширяване. Заедно те образуват средна плътност на материята и енергията във Вселената, известна като параметър на космическата плътност. Този параметър е централен за стандартния модел на космологията, известен още като LCDM модел




Един от начините за измерване на този параметър е да се разгледа космическият микровълнов фон (CMB). Този остатък от Големия взрив има малки вариации в температурата. Мащабът на тези колебания ни показва скоростта на космическото разширяване, което от своя страна ни дава информация за плътността на космическата материя.


Друг начин за претегляне на Вселената е да погледнете как светлината на далечни галактики се отклонява заради гравитацията. За целта се сравнява изкривената форма на галактиката, която виждаме, с действителната форма на галактиката, която не знаем.


"Ако наистина виждаме разпадането на стандартния модел, това би било потенциално революционно", каза наскоро астрономът Хендрик Хилдебранд от университета "Рур" в Бохум, Германия, пред списание Scientific American. Последните изследвания на Хилдебранд и екипа му бяха публикувани в списание Astronomy & Astrophysics.


Разлики в наблюденията


Подобни опасения колко правилен е стандартният модел бяха повдигнати през последните няколко години чрез две независими изчисления на така наречената "константа на Хъбъл", или скоростта, с която Вселената се разширява днес. Тези две измервания също не съвпадат, създавайки така нареченото "напрежение на Хъбъл".


Новото несъответствие - наречено "сигма-осем напрежение" - включва измерване на плътността на материята във Вселената и степента, в която тя е струпана на различни места, за разлика от равномерното разпределение из целия Космос. Резултатът е капсулиран в параметър, наречен сигма-осем. За да изчислят сигма-осем, Хилдебранд и неговите колеги изследват ефекта, наречен "слаба гравитационна леща", при който при директни наблюдения траекторията на светлината от далечни галактики се "огъва" леко заради гравитационното притегляне на материята, която се намира между галактиките и Земята.


Как работи "гравитационната леща"

© NASA/ESA

Как работи "гравитационната леща"


Полученото изкривяване е толкова малко, че едва променя формата на отделна галактика. Но ако вземете средната стойност от формите на десетки хиляди галактики в една определена част от небето, ефектът се проявява много по-силно. Ако приемем, че галактиките трябва да са ориентирани на случаен принцип по отношение на Земята, средната им форма трябва да е почти кръгла - без да се наблюдава подобен ефект. Но благодарение на леките изкривявания от гравитационната леща средната форма вместо това клони към елиптичната.


Астрономите използват този сигнал, за да преценят количеството и разпределението на материя (както нормална, така и "студена тъмна материя" (CDM) по линията на наблюдение към различни богати на галактика региони в голям участък от небето. С други думи, успяват да измерят плътността на материята в Космоса.


За да бъде точна преценката, има нужда от още една информация - разстоянието до всяка отделна галактика, която се изучава. Обикновено астрономите изчисляват разстоянието до друга галактика, като намират нейното спектроскопично червено отместване - количеството, с което светлината на дадена галактика се измества към по-дългите дължини на вълната от червената страна на спектъра. Колкото по-голямо е червеното отместване, толкова по-далеч е наблюдаваният обект.


Галактичният куп Abell 2537

© NASA/ESA

Галактичният куп Abell 2537


Измерването на отделни спектроскопични червени отмествания обаче е изключително неефективно при работа с милиони галактики. Така екипът на Хилдебранд започва да използва фотометрично червено отместване, което включва заснемане на множество изображения на една и съща част небето в различна дължина на вълната, обхващащи видимия и инфрачервения диапазон. Изследователите използват тези изображения, за да преценят червеното отместване на отделните галактики във всяка една от снимките. "Това не е толкова точно, колкото традиционното спектроскопично червено отместване, казва Хилдебранд, но спестява изключително много време от наблюдения с телескоп."


За своя анализ екипът използва изображения с висока разделителна способност в девет диапазона на дължината на вълната - четири в оптичния и пет в инфрачервения. Тези наблюдения на около 15 милиона галактики са събрани от две проучвания (KiDS и VIKING) на Европейската южна обсерватория в Паранал, Чили.


Данните от оптичните наблюдения (KiDS) подкрепят резултатите от инфрачервените изследвания (VIKING). Колкото по-големи са разстоянията до дадена галактика, толкова по-голяма е скоростта, с която тя се отдалечава от нас. Това кара повече светлина от галактиката да бъде отместена в близък до инфрачервения диапазон, така че разчитането само на оптични наблюдения не е достатъчно. Инфрачервените измервания улавят по-голямо количество светлина от такива галактики, което води до по-добри оценки на тяхното фотометрично червено отместване.


За да се гарантира, че фотометричното червено отместване е възможно най-точно, тези наблюдения са калибрирани спрямо спектроскопични измервания на червено отместване на няколко от същите галактики, направени с по-големия осемметров телескоп в Паранал и 10-метровите телескопи в обсерваторията на Мауна Кеа в Хавай.


Снимка на фоновото микролъчение само 380 хиляди години след Големия взрив

© ESA

Снимка на фоновото микролъчение само 380 хиляди години след Големия взрив


Астрофизикът и Нобелов лауреат Адам Рийс от университета "Джонс Хопкинс" използва подобни техники, за да изчисли по-точно константата на Хъбъл. "Последните резултати използват инфрачервени данни, което вероятно вършат по-добра работа за проследяване на гравитационните лещи и получаване на надеждни фотометрични червени отмествания", казва той.


Използвайки комбинираните данни, обхващащи около 350 градуса от небето, астрономите успяват да изчислят сигма-осем. Стойността, която откриват, противоречи на друга стойност на сигма-осем, изчислена с помощта на наблюденията на космическия телескоп "Планк" на Европейската космическа агенция за космическия микровълнов фон (CMB) - най-ранната наблюдаема светлина във Вселената, която е излъчена около 380 000 години след Големия взрив.


"Планк" картографира вариациите в температурата и поляризацията на CMB от точка до точка в небето. Космолозите могат да използват картата, за да изчислят стойността на сигма-осем за ранната Вселена. Използвайки стандартния модел на космологията (който казва, че Космосът е изграден от около 5 процента обикновена материя, 27 процента студена тъмна материя и 68 процента тъмна енергия), след това те могат да екстраполират през повече от 13 милиарда години от космическата еволюция, за да намерят сегашната стойност за сигма-осем.


Нуждата от нова физика


Оттук започват и проблемите. Стандартният модел на Космоса предполага, че наблюдаваните днес стойности за разширяването и плътността на Вселената трябва да са едни и същи с тези от ранния период, получени от наблюденията на космическия микровълнов фон.


Изследването на Хилдебранд на гравитационните лещи оценява сигма-осем на около 0.74, докато данните на "Планк" дават стойност от 0.81. "Има около 1 процент шанс, че тази разлика е статистическо колебание", казва Хилдебранд. Статистическите колебания са случаен "шум" в данните, който може да имитира действителни сигнали и да изчезне с повече измервания. Възможно е също един или и двата екипа да имат системни грешки в изчисленията си и след поправката им несъответствието може да изчезне.


Може и да не го направи, както се случи с "напрежението на Хъбъл". Тъй като астрономическите измервания станаха по-прецизни, статистическата значимост на напрежението на Хъбъл само се увеличава, причинявайки безсънни нощи на много теоретици. "Може да се случи нещо много подобно с нашето несъответствие на сигма-осем, казва Хилдебранд. Не знаем."


Колко тежи Вселената и защо има нужда от нови физични закони

© NASA/ESA


Рийс, който ръководи един от екипите, оценяващи константата на Хъбъл, използвайки измервания на свръхнови в близката Вселена, оприличава напрежението на сигма-осем на "малък брат или сестра на напрежението на Хъбъл". Това несъответствие вече се счита за статистически значимо, с по-малка от едно на 3.5 милиона вероятност да бъде грешка. Шансът за статистическа грешка при сигма-осем се оценява на едно на сто, каквото бе и положението с константата на Хъбъл преди няколко години. Разликата в константата на Хъбъл за ранната е сегашната Вселена е малко под 10%. "По-малко значимо е, но ще си струва да проследим какво се случва", смята Рийс.


Ако напрежението на сигма-осем се изкачи до същото ниво на статистическа значимост като напрежението на Хъбъл, натискът за преоценка на стандартния модел на космологията може да стане прекалено голям, за да се игнорира. В този момент космолозите ще са принудени да измислят нова физика, за да приведат резултатите от "Планк" за ранния Космос в съответствие с директните измервания на параметрите на днешната Вселена. "Това ще бъде вълнуваща алтернатива", казва Хилдебранд.


Потенциалните поправки на физичните закони на стандартния модел могат да включват промяна на количеството и естеството на тъмната енергия или тъмната материя - или и двете - както и промяна на начина, по който те си взаимодействат помежду си и с нормалната материя, наред с други по-екзотични модификации. "Някои теоретични решения на напрежението на Хъбъл влошават напрежението сигма-осем. Други го подобряват", казва Рийс.


Хилдебранд е съгласен, че очевидно решение няма. "Ако имаше убедителен модел, всички щяхме да се занимаваме с това. Но в момента няма такъв. За нас остава задачата да прецизираме значението на несъответствията или да ги опровергаем."


Всичко, което трябва да знаете за:

Ключови думи към статията:

С използването на сайта вие приемате, че използваме „бисквитки" за подобряване на преживяването, персонализиране на съдържанието и рекламите, и анализиране на трафика. Вижте нашата политика за бисквитките и декларацията за поверителност. ОK