Didžiausias astronomų galvos skausmas ir galimi atsakymai: tai kaip greitai iš tiesų plečiasi Visata? (Foto)

Tame straipsnyje apžvelgiau kelis galimus atsakymus: nuo matavimų paklaidų naujo įvertinimo iki alternatyvių kosmologinių modelių. Nuo to laiko pasiūlyta ir daugiau sprendimo idėjų – tiek kitų matavimo metodų, tiek kosmologinio modelio papildymų. Čia pabandysiu juos trumpai apžvelgti.

Kur problema? Kad Visata plečiasi, žinome jau apie šimtą metų – Edwinas Hubble`as pirmasis nustatė, jog toliau nuo mūsų esančios galaktikos tolsta greičiau, nei artimesnės. Proporcingumo koeficientas, siejantis atstumą ir greitį, vadinamas Hablo konstanta arba parametru. Ilgą laiką stebėjimų duomenys nebuvo pakankamai tikslūs, kad šio parametro vertę būtų įmanoma apskaičiuoti su mažesne nei maždaug 50% paklaida. Dar prieš penkiolika metų įprastai nurodoma parametro vertė buvo „apie 70 km/s/Mpc“. Šie vienetai reiškia, kad 10 megaparsekų (Mpc) atstumu nutolusi galaktika vidutiniškai tolsta 700 km/s greičiu; 100 Mpc nutolusi – 7000 km/s, ir panašiai. Kiekviena konkreti galaktika dar juda aplinkinių atžvilgiu, taigi Visatos plėtimosi greitis yra šių galaktikų judėjimo greičių vidurkis.

Iki šio amžiaus pradžios bandymai išmatuoti Hablo parametro vertę daugiausiai rėmėsi aplinkinių galaktikų atstumų ir judėjimo greičio matavimais. Apskaičiuoti greitį palyginus paprasta, tam tereikia išmatuoti galaktikos spektrą ir pasinaudoti Doplerio efektu: kuo greičiau galaktika tolsta, tuo labiau spektro linijos pasislenka į raudonąją pusę. Tuo tarpu atstumo matavimas – sudėtingesnis. Tam naudojami įvairūs reiškiniai, kurių tikrąjį šviesį ar dydį galima nustatyti iš parametro, nepriklausančio nuo atstumo. Pavyzdžiui, kintančiųjų žvaigždžių Cefėidžių didžiausias šviesis glaudžiai siejasi su kintamumo periodu, taigi išmatavę periodą, galime apskaičiuoti šviesį, o palyginę jį su regimuoju šviesiu, nustatome ir atstumą. Skirtingi reiškiniai, bendrai vadinami „standartinėmis liniuotėmis“ (o jei randamas parametras yra būtent šviesis – „standartinėmis žvakėmis“), tinkami skirtingiems atstumų intervalams. Intervalų persidengimai leidžia sukalibruoti vienas liniuotes, naudojantis kitomis; toks junginys vadinamas kosminėmis kopėčiomis.

1998 metais, remiantis šiais duomenimis, nustatyta, jog Visata plečiasi greitėdama. Panašiu metu pradėti pakankamai detalūs kosminės foninės spinduliuotės stebėjimai leido apskaičiuoti Hablo parametrą kitu būdu. Kosminė foninė spinduliuotė – tai mikrobangų ilgio spinduliuotė, užpildanti visą Visatą. Ji yra tarsi aidas ankstyvo Visatos laikotarpio, kai visos dujos buvo jonizuotos ir spinduliuotė negalėjo sklisti laisvai. Panašiai kaip rūkas užstoja tolimus objektus, taip ir foninė spinduliuotė neleidžia pamatyti Didžiojo sprogimo ir apskritai pirmų 380 tūkstančių metų Visatos istorijos. Iš kitos pusės, foninė spinduliuotė nėra visiškai tolygi, o netolygumų dydžiai priklauso nuo pagrindinių Visatos parametrų. Vienas iš šių parametrų yra ir Hablo parametras. Taigi išmatavus spinduliuotės netolygumus, galima nustatyti, kaip sparčiai Visata plėtėsi būdama 380 tūkstančių metų amžiaus, o tada – apskaičiuoti, kaip jos plėtimosi sparta pakito per beveik 14 milijardų metų iki šių dienų.

Pirmieji Hablo parametro vertinimai, atlikti antruoju metodu, davė labai panašius rezultatus į pirmąjį. Visgi vėliau, prieš maždaug dešimt metų, rezultatai ėmė skirtis: artimų galaktikų stebėjimai davė Hablo parametro vertes apie 74 km/s/Mpc, foninės spinduliuotės – apie 68 km/s/Mpc. Matavimų paklaidos nuolat mažėjo ir skirtumas tapo vis labiau statistiškai reikšmingas. Apie 2013 metus „Hablo įtampa“ (angl. „Hubble tension“) įvardinta kaip reikšminga kosmologijos mokslo problema.

Per šiuos metus buvo daug bandymų įtampą sumažinti ar panaikinti. Viena kliūtis tokiems bandymams – visiškai neaišku, kuris iš metodų yra teisingesnis. Ir vienas, ir kitas remiasi įvairiomis prielaidomis: apie standartines liniuotes ir jų apjungimą į kopėčias, apie Hablo parametro identifikavimą iš foninės spinduliuotės parametrų, apie Visatos evoliuciją nuo ankstyviausių laikų iki šių dienų ir taip toliau. Vienas paaiškinimas, kurį galima gana pagrįstai atmesti, yra paprasčiausios matavimų paklaidos: daugybė bandymų patikslinti matavimus tik sumažino paklaidas, bet jokių reikšmingų pokyčių į vieną ar kitą pusę nedavė. Taigi verta panagrinėti kitas galimas neatitikimo priežastis: fizikines (Visatos evoliucijos alternatyvas) ir sistematines (duomenų interpretacijos problemas).

Alternatyvios kosmologijos. Jei laikysime, kad visi matavimai ir jų interpretacija yra teisinga, Hablo įtampa rodo, jog kažkas negerai su standartiniu kosmologiniu modeliu. Tai būtų tikrai ne pirmas kartas, kai standartinį modelį bandoma nuversti, pakeisti ar papildyti, siekiant paaiškinti įvairius neatitikimus tarp jo prognozių ir stebėjimų. Paskutinis „sėkmingas“ kosmologijos apvertimas buvo prieš daugiau nei du dešimtmečius padarytas atradimas apie greitėjantį Visatos plėtimąsi. Ar gali būti, kad Hablo įtampa duos sekantį?

Bandymų tikrai netrūksta. Šią vasarą pasirodė didžiulis apžvalginis straipsnis, kuriame bandoma įvertinti alternatyvius kosmologinius modelius, kaip gerai jie paaiškina Hablo įtampą ir kiek sukelia (ar nesukelia) problemų kitose vietose. Mat kosmologinis modelis aiškina toli gražu ne tik Visatos plėtimąsi, bet ir struktūrų formavimąsi, jų dydžius, Visatos komponentes bei jų santykius ir dar daugybę savybių, kurias vienaip ar kitaip galima išmatuoti ar apskaičiuoti. Pajudinti vieną modelio prognozę, nepakeičiant kitų, tikrai nėra paprasta.

Apžvalgos autoriai įvertino, kiek skirtingos idėjos priartina antrojo, „kosmologinio“ Hablo parametro vertinimą prie pirmojo, „lokalaus“. Iš viso aptarta net septyniolika modelių, neskaitant standartinio. Šeši modeliai susiję su įvairaus pobūdžio „tamsiąja spinduliuote“ – elektromagnetiškai su aplinka nesąveikaujančiais ar silpnai sąveikaujančiais masės neturinčiais dariniais, kurie galėjo užsilikti Visatoje po įvairių virsmų, nutikusių per pirmąsias sekundes po Didžiojo sprogimo. Didesnis tokios „spinduliuotės“ tankis ankstyvoje Visatoje galėtų išlaikyti tokią pačią foninės spinduliuotės netolygumų struktūrą, kaip matoma, net jei Hablo parametras būtų aukštesnis.

Dar šeši modeliai susiję su kitokiais „ankstyvosios Visatos“ sprendimais – kosmologijos pokyčiais, kurie pakeičia būtent foninės spinduliuotės stebėjimų interpretaciją. Penki modeliai yra „vėlyvosios Visatos“ sprendimai – jie remiasi prielaida, kad foninės spinduliuotės analizė yra teisinga, tačiau Hablo parametras nuo tų laikų iki šių dienų pakito labiau ir dabar yra didesnis, nei prognozuoja standartinis modelis.

Aštuoni iš ištirtų modelių sumažina Hablo įtampą, lyginant su standartiniu kosmologiniu modeliu, ir nepagadina kitų tirtų prognozių. Geriausiai pasirodo modeliai, kuriuose elektrono masė praeityje buvo truputį – iki kelių procentų – didesnė, nei šiandien; rezultatai dar pagerėja atsisakius prielaidos, kad Visatos erdvė yra „plokščia“ (t. y. kad joje galioja Euklidinė geometrija).

Įdomu, kad tarp „gerų“ modelių nerasime nei vieno „vėlyvosios Visatos“ sprendimo. Apie tokių sprendimų ydingumą rašyta ir daugiau – vien šiemet pasirodė bent du susiję straipsniai. Viename aiškinama, jog bet koks modelis, kuriuo keičiama Hablo parametro evoliucija per pastaruosius keletą milijardų metų, pakeis ir „lokaliu“ metodu apskaičiuojamą vertę, nes ši vertė labai priklauso nuo parametro evoliucijos pastaruoju metu. Kitame straipsnyje pabrėžta dar viena problema – tokie kosmologinio modelio pokyčiai pakeičia ir Visatos amžių, dažniausiai jį sumažindami. Bet mažesnis Visatos amžius neatitinka rezultatų, gaunamų iš žvaigždžių amžiaus vertinimų – yra žinoma žvaigždžių, kurių amžius tikrai viršija 12 ar net 13 milijardų metų, taigi Visata tikrai negali būti jaunesnė.

Per šiuos metus būta ir radikalesnių pasiūlymų. Pavyzdžiui, keli mokslininkai teigia, kad net ir greitėjantis Visatos plėtimasis gali būti klaidinga išvada, gauta tik padarius prielaidą, kad plėtimasis yra vienodas visomis kryptimis. Dabar, turint daug didesnį duomenų rinkinį, nei mokslininkai turėjo prieš du dešimtmečius, galima nagrinėti Visatos plėtimąsi skirtingomis kryptimis. Tada randama, kad Visata skirtingomis kryptimis plečiasi nevienodu greičiu, kitaip tariant, anizotropiškai; tuo tarpu laikui bėgant plėtimosi sparta greičiausiai nesikeičia. Toks rezultatas apskritai panaikina vieningo Hablo parametro prasmę ir verčia apskritai pakeisti kosmologinį modelį, nes dabartinis remiasi izotropiškumo postulatu – Visata visomis kryptimis yra vidutiniškai vienoda. Anizotropinis plėtimasis su šiuo postulatu niekaip nedera.

Sistematikos paieška. Panagrinėjus egzotiškas sprendimo galimybes, pakalbėkime apie paprastesnius variantus. Galbūt visgi problema yra duomenų interpretacijoje?

Patikrinti „kosmologinę“ Hablo parametro vertę galima bandant kitais būdais apskaičiuoti tikėtiną Visatos netolygumų dydį bei jo evoliuciją. Netolygumai foninėje spinduliuotėje vėliau virto medžiagos pasiskirstymo – galaktikų ir jų spiečių išsidėstymo – netolygumais. Šias variacijas galima išmatuoti stebint galaktikas įvairiais atstumais. Tokia analizė rodo, kad Hablo parametro vertė, apskaičiuota iš kosminės foninės spinduliuotės duomenų, greičiausiai nėra labai klaidinga. Hablo įtampos tai neišsprendžia, bet prideda dar vieną apribojimą alternatyviems kosmologiniams modeliams.

Kol kas visi aptarti sprendimai rėmėsi „kosmologinio“ Hablo parametro įvertinimo pataisymu, kad atitiktų „lokalųjį“. Bet gal reikėtų elgtis priešingai? Kiek patikimas tas lokalusis dydis? Pasirodo, kad greičiausiai nelabai. Ir problema čia yra su kosminių kopėčių pakopa, kurią sudaro jau minėtos Cefėidės. Cefėidžių šviesis ir kintamumo periodas susiję, bet nelabai glaudžiai. Daug geresnis ryšys gaunamas pridėjus dar vieną parametrą – žvaigždės spalvą (astronomijoje „spalva“ yra išmatuojamas ir skaitinę vertę turintis dydis).

Įprastai laikoma, kad šis trijų dydžių sąryšis vienodas visose galaktikose, bet neseniai parodyta, kad taip nėra. Ištyrę daugiau nei pusantro šimto Cefėidžių Paukščių Take, Didžiajame Magelano debesyje ir galaktikoje NGC 4258, astronomai nustatė, kad jų savybes geriau paaiškina nepriklausomi periodo- šviesio sąryšiai kiekvienai galaktikai.

Atsižvelgus į tai, pasikeičia ir tipiniai atstumai iki tolimesnių galaktikų, matuojami pagal supernovų sprogimo šviesį, mat šie atstumai kalibruojami pagal Cefėidžių atstumus. Naujieji atstumai yra didesni už anksčiau gautus, taigi Hablo parametro vertė gaunama mažesnė. Įvertinę naująjį Cefėidžių sąryšį dviem metodais, astronomai vienu atveju gavo Hablo parametro vertę, puikiai atitinkančią kosmologinį dydį, o kitu – šiek tiek didesnę, tačiau vis tiek artimesnę kosmologinei vertei, nei dabartinė lokali.

Nauji matavimo būdai. Pagrindinė lokalių Hablo parametro matavimų problema yra kosminių kopėčių kalibracija. O kalibracijos pagrindinė problema – Cefėidės, kurios ilgą laiką buvo vienintelis būdas nustatyti atstumus iki kai kurių galaktikų, kurioms jau galima taikyti tolesnes kopėčių pakopas, tokias kaip supernovų sprogimų šviesio matavimas. Pastaraisiais metais vis daugiau dėmesio skiriama kitoms kosminėms liniuotėms ar žvakėms, veikiančioms panašiais atstumais, kaip Cefėidės.

Pagrindinis progresas čia pasiektas naudojant raudonąsias milžines. Tai yra žvaigždės, artėjančios prie gyvenimo pabaigos. Jų branduolyje nebevyksta vandenilio jungimasis į helį, tačiau analogiškas procesas vyksta išoriniuose sluoksniuose. Žvaigždė plečiasi, vėsta ir šviesėja, o branduolyje helio kaupiasi vis daugiau. Galiausiai prasideda helio degimas branduolyje ir žvaigždė labai staigiai vėl įkaista ir sumažėja. Tokie žvaigždės savybių pokyčiai puikiai matomi spalvos-ryškio diagramose, kurių vienoje ašyje atidedamas žvaigždės ryškis (atitinkantis šviesumą), o kitoje – spalva (atitinkanti temperatūrą).

Helio degimo žvaigždės branduolyje pradžia suformuoja labai aiškų posūkį žvaigždės evoliuciniame kelyje šioje diagramoje, o stebint daugybę žvaigždžių, galima lengvai atskirti, kurios yra kaip tik ties šia stadija. Tas taškas vadinamas raudonųjų milžinių sekos viršūne (angl. Tip of the Red Giant Branch, TRGB); žvaigždės šviesis šiame taške visada yra beveik vienodas.

Žinodami tikrąjį TRGB šviesį ir išmatavę regimąjį, astronomai gali nustatyti ir atstumą iki galaktikos – štai ir kosminė liniuotė. Pirmieji bandymai panaudoti TRGB galaktikų atstumų kalibravimui ir Hablo parametro matavimams atlikti dar 2015 metais ir davė rezultatus, tarpinius tarp kitų dviejų. Tiesa, paklaidos tada dar buvo gana didelės. Šiandien paklaidos gerokai sumažėjusios, o gaunama Hablo parametro vertė išlieka gerokai mažesnė, nei gaunama „tradiciniu“ lokaliu metodu. Paklaidų ribose ji sutampa su kosmologine verte.

Dar vienas būdas išmatuoti atstumus lokaliai yra pasinaudoti gravitacinių bangų signalais. Jie kartais vadinami „standartinėmis sirenomis“, siekiant pabrėžti kontrastą nuo standartinių žvakių, matomų elektromagnetinėmis bangomis. Tokios idėjos iškeltos dar iki atrandant pirmuosius gravitacinių bangų signalus. Daugiausiai jos siejamos su neutroninių žvaigždžių susiliejimais, mat tada gaunamas ir gravitacinių bangų, ir elektromagnetinis signalas.

Gravitacinės bangos leidžia nustatyti atstumą iki šaltinio, o elektromagnetinių bangų duomenys – šaltinio judėjimo greitį; šių dydžių santykis ir yra Hablo parametras. Pirmą kartą tai padaryta netrukus po pirmojo neutroninių žvaigždžių susiliejimo gravitacinių bangų signalo aptikimo, 2017 metais. Gauto rezultato paklaidos gerokai viršijo abiejų įprastų metodų paklaidas, tad atskirti, kuris rezultatas teisingesnis, nepadėjo. Nedaug pridėjo ir statistinė analizė, paremta kelių dešimčių juodųjų skylių porų susijungimų duomenimis; šiuo atveju, neturint elektromagnetinių signalų, buvo bandoma susieti poras su galaktikomis ir matuoti tų galaktikų judėjimo greitį.

Visgi artimiausiais metais situacija gali gerokai pasikeisti: skaičiuojama, kad apie 50 neutroninių žvaigždžių susijungimo įvykių, aptiktų gravitacinių bangų detektoriais, leis sumažinti Hablo parametro vertinimo paklaidą iki palyginamos su tradiciniais metodais. Tą patį būtų galima padaryti ir panaudojus apie dešimt tūkstančių juodųjų skylių susiliejimų signalų. Tokie skaičiai prieš keletą metų atrodė sunkiai pasiekiami, bet po keleto atnaujinimų LIGO detektorius dabar gaudo po keliolika įvykių per mėnesį, o planuojami naujos kartos detektoriai skaičius padidins dar dešimteriopai.

Truputį tolimesnėje perspektyvoje kosminė gravitacinių bangų observatorija LISA, pradėsianti darbą apie 2034- uosius, ir planuojama analogiška Kinijos misija Taiji per keletą metų turėtų surinkti pakankamai duomenų, kad Hablo parametro vertę nustatytų su ne didesne nei 1% paklaida.

Perspektyva. Tad kas iš tiesų pasikeitė per trejus metus? Matavimų paklaidos sumažėjo, duomenų padaugėjo, tačiau vien tai problemos neišsprendė. Alternatyvūs kosmologiniai modeliai gali paaiškinti neatitikimus, bet nežinia, kurie geriausi. Ir apskritai nežinia, ar jų iš tikro reikia, nes kritiškas rezultatų vertinimas atskleidžia įvairius trūkumus.

Kosmologinis Hablo parametro matavimas greičiausiai yra artimas teisybei (jei laikome, kad standartinis kosmologinis modelis teisingas), tačiau lokalus – toli gražu ne toks patikimas, kaip manėme prieš keletą metų. Alternatyvūs būdai įvertinti atstumus iki galaktikų, atsieti nuo Cefėidžių šviesio pokyčių, duoda gerokai mažesnes Hablo parametro vertes, kurios daugmaž atitinka kosmologinį matavimą.

Ateityje alternatyvų tik daugės; daugiausiai optimizmo nuteikia gravitacinių bangų signalai. Jei kosmologinis, lokalus-TRGB ir gravitacinių bangų duodami atsakymai po truputį sukonverguos į panašų skaičių, Hablo įtampą tikrai galėsime laikyti išspręsta. Ar taip nutiks, pažiūrėsime dar po trejeto metų ar kiek daugiau.