Новый метод измерения расширения Вселенной: физики вычислили постоянную Хаббла по гравитационному фону

Вселенная расширяется. Скорость этого расширения прямо сейчас описывается одним числом — постоянной Хаббла (H₀). Измерить его можно разными способами, и тут возникает проблема.

Один класс методов опирается на изучение реликтового излучения — света, оставшегося от эпохи, когда Вселенной было около 380 тысяч лет. По свойствам этого излучения восстанавливают параметры ранней Вселенной, а затем рассчитывают, какой должна быть скорость расширения сегодня. Результат — около 67-68 км/с/Мпк.

Другой класс методов измеряет расстояния до относительно близких объектов — определённых типов сверхновых, свойства которых хорошо изучены. По соотношению расстояния и скорости удаления определяют H₀ напрямую. Результат — около 72-74 км/с/Мпк.

Разница — более пяти стандартных отклонений. В физике это означает, что случайной неточностью расхождение объяснить нельзя. Либо в одном из методов есть неучтённая систематическая ошибка, либо стандартная космологическая модель неполна. Этот конфликт называют «хаббловским напряжением», и за последнее десятилетие он только усилился.

В такой ситуации каждый новый независимый способ измерения H₀ представляет особую ценность. В 2026 году группа физиков из Университета Иллинойса и Чикагского университета предложила новый способ — и он оказался радикально непохож на все предыдущие.

Как гравитационные волны измеряют расстояния

Когда две чёрные дыры сближаются по спирали и сливаются, они излучают гравитационные волны — возмущения пространства-времени, распространяющиеся со скоростью света. Детекторы LIGO, Virgo и KAGRA регистрируют эти возмущения.

У гравитационных волн от слияний есть важное свойство: их амплитуда позволяет определить расстояние до источника без промежуточных калибровок. Не нужна цепочка из разных линеек, каждая из которых вносит свою погрешность. Одно наблюдение — одно расстояние. Такие источники называют «стандартными сиренами».

Но для вычисления H₀ одного расстояния недостаточно. Нужно ещё знать красное смещение — величину, показывающую, насколько сигнал растянулся за время путешествия из-за расширения Вселенной. Гравитационные волны сами по себе красное смещение не сообщают. Его приходится определять другими способами: по электромагнитной вспышке, сопровождающей слияние, по каталогам галактик в области, откуда пришёл сигнал, или по характерным особенностям в распределении масс чёрных дыр.

Последний вариант — «спектральная сирена» — не требует никаких электромагнитных данных, но пока даёт результат с очень большой неопределённостью: H₀ = 46⁺⁴⁹₋₂₆ км/с/Мпк по данным 42 обнаруженных пар чёрных дыр. Центральное значение — заметно ниже, чем у обоих конкурирующих лагерей.

Группа Брайса Казинса предложила дополнить этот подход информацией из другого источника.

Что такое гравитационно-волновой фон

Детекторы регистрируют лишь самые сильные события — слияния, произошедшие достаточно близко или с достаточно массивными участниками. Но во Вселенной непрерывно сливаются пары чёрных дыр на всех расстояниях. Подавляющее большинство этих событий слишком слабы для индивидуального обнаружения.

Их совокупный эффект — стохастический гравитационно-волновой фон: постоянное, слабое возмущение пространства-времени, присутствующее всюду и всегда. Этот фон характеризуется одной основной величиной — энергетической плотностью Ω_gw, показывающей, какую долю полной энергии Вселенной составляет энергия этих гравитационных волн.

В диапазоне частот наземных детекторов (десятки и сотни герц) этот фон пока не обнаружен. Коллаборация LIGO-Virgo-KAGRA по итогам первых трёх наблюдательных циклов установила верхний предел: Ω_gw не превышает определённого значения (порядка 10⁻⁸ на частоте 25 Гц).

Именно это необнаружение — главный элемент нового метода.

Почему отсутствие сигнала содержит информацию

Интенсивность гравитационно-волнового фона определяется двумя факторами: сколько слияний происходит в единицу времени в единице объёма и каков полный объём Вселенной, доступный для наблюдения.

Полный объём напрямую зависит от постоянной Хаббла. Связь обратная и сильная: при меньшем H₀ расстояния до объектов на заданном красном смещении оказываются больше, объём Вселенной — больше, слияний в этом объёме — больше, и фон — интенсивнее. Количественно: Ω_gw обратно пропорциональна кубу H₀. Уменьшение постоянной Хаббла вдвое увеличивает ожидаемую интенсивность фона в восемь раз.

Далее следуем простой логике. Если бы H₀ была равна, допустим, 30 км/с/Мпк, фон был бы настолько мощным, что детекторы уже зарегистрировали бы его. Раз этого не произошло — такие значения исключены. Чем дольше продолжаются наблюдения без обнаружения фона и чем строже становится верхний предел на Ω_gw, тем выше поднимается нижняя граница допустимых значений H₀.

Как устроен метод

Авторы объединили два потока данных в единый статистический анализ.

Первый поток — наблюдения 42 индивидуально зарегистрированных пар чёрных дыр из каталога GWTC-3. По ним восстанавливаются свойства популяции: распределение масс, темп слияний, его изменение с расстоянием (красным смещением). Эти свойства зависят от 12 параметров модели популяции и трёх космологических параметров, включая H₀.

Второй поток — результат поиска стохастического фона, а именно верхний предел на Ω_gw. Теоретическое значение Ω_gw вычисляется из тех же 15 параметров (модель популяции + космология). Если модель предсказывает фон выше верхнего предела — она маловероятна.

Два набора данных практически не пересекаются: 42 зарегистрированных события вносят менее 0.3% в полный фон. Это позволяет перемножить вероятности из двух потоков и получить совместную оценку всех 15 параметров, включая H₀.

Результаты

Совместный метод — «стохастическая сирена» — дал значение H₀ = 72⁺⁴⁴₋₃₇ км/с/Мпк.

Для сравнения: анализ тех же 42 событий без учёта фона давал 57⁺⁴³₋₃₅, а предыдущий результат спектральной сирены — 46⁺⁴⁹₋₂₆.

Неопределённость по-прежнему велика. Но направление сдвига значимо: центральное значение переместилось из аномально низкой области (40-60) в диапазон 70-75 — туда, где лежат оба конкурирующих электромагнитных измерения. Гравитационно-волновой метод впервые дал результат, совместимый с основными оценками.

При этом результат получен в консервативной постановке. Авторы учли только фон от двойных чёрных дыр, хотя слияния нейтронных звёзд тоже вносят заметный вклад. Верхний предел на Ω_gw, установленный коллаборацией LVK, относится к суммарному фону от всех типов слияний. Учёт дополнительных вкладов сделал бы ограничение на H₀ ещё строже.

Когда фон будет обнаружен

Пока стохастическая сирена работает «от противного»: она исключает слишком низкие значения H₀ на основании того, что фон не обнаружен. Но детекторы совершенствуются, и обнаружение — вопрос времени.

Авторы оценили сроки для трёх уровней чувствительности. С нынешними детекторами (aLIGO) фон от двойных чёрных дыр удастся зарегистрировать через столетия — нереалистично. С апгрейдом A# (примерно десятикратное улучшение чувствительности) — менее чем за год. С детекторами проекта Voyager — ещё быстрее.

После обнаружения фона метод качественно изменится. Вместо нижней границы на H₀ появится полноценное двустороннее ограничение: «H₀ лежит в таком-то интервале». Точность измерения резко возрастёт.

Кроме того, интенсивность фона зависит не только от H₀, но и от других космологических параметров — плотности материи и свойств тёмной энергии. Текущие данные недостаточны для их ограничения, но с будущими детекторами стохастическая сирена может стать инструментом для изучения этих параметров.

Чем этот метод отличается от остальных

Два свойства делают стохастическую сирену уникальной.

Она полностью независима от электромагнитных наблюдений. Не нужны ни сверхновые, ни каталоги галактик, ни реликтовое излучение. Вся информация приходит через гравитационные волны. Это означает, что систематические ошибки, свойственные электромагнитным методам, здесь отсутствуют.

Она чувствительна не к отдельным источникам, а к их совокупности по всей Вселенной. Все прочие методы — и электромагнитные, и гравитационно-волновые — измеряют расстояния до конкретных объектов. Стохастическая сирена реагирует на полный объём Вселенной, заполненный источниками. Это принципиально иной тип измерения, с собственным набором ограничений и собственным потенциалом.

У метода есть и зависимости: результат чувствителен к выбранной модели популяции чёрных дыр, к предположениям о свойствах фона (стационарность, однородность), к возможным корреляциям между массами и расстояниями. Эти зависимости не делают метод ненадёжным, но требуют дальнейшей проработки — в первую очередь через расширение модели на другие типы слияний и через тестирование на моделируемых данных.

Значение для науки

Значение H₀ определяет возраст Вселенной, её размер, темп формирования структур и долгосрочную судьбу. Расхождение между двумя группами измерений может указывать на пробел в фундаментальном понимании — возможно, на новый компонент Вселенной или на неизвестный физический процесс.

Для разрешения этого конфликта нужны методы, не связанные ни с одним из двух лагерей. Стохастическая сирена — один из немногих кандидатов. Она уже сейчас, на этапе необнаружения фона, смещает гравитационно-волновую оценку H₀ в область, согласующуюся с обоими электромагнитными результатами. С каждым годом наблюдений без обнаружения фона ограничение снизу будет усиливаться, последовательно проверяя значения, предпочитаемые измерениями по реликтовому излучению. А обнаружение фона с детекторами следующего поколения превратит метод из инструмента исключения в инструмент прямого измерения.

Когда сигнал наконец появится, возможности метода возрастут на порядки — и, возможно, именно он поставит точку в споре, определяющем современную космологию.

Источник:arXiv