Постоянная Хаббла и рябь пространства-времени: как измерить самое спорное число Вселенной
Почему гравитационные волны могут наконец разрешить спор о скорости расширения Вселенной
Скорость расширения Вселенной — постоянная Хаббла — превратилась в головную боль для космологов. Два разных метода измерения дают цифры, которые не совпадают. И чем точнее становятся инструменты, тем сильнее расход. Первый метод анализирует реликтовое излучение (ранняя Вселенная) — получается 67 км/с/Мпк. Второй смотрит на цефеиды и сверхновые (современная Вселенная) — выдает 73 км/с/Мпк. Разрыв давно перерос статистическую погрешность. Либо в одном из подходов скрытая ошибка, либо стандартная космологическая модель неполна. Нужен третий, независимый способ.
Гравитационные волны — новый измеритель расстояний
Гравитационно-волновая астрономия позволяет вычислять расстояние до источника напрямую, без цепочки оптических допущений. Детекторы LIGO, Virgo и KAGRA фиксируют возмущения пространства-времени от слияний нейтронных звезд или черных дыр. Форма и амплитуда сигнала дают фотометрическое расстояние. Но чтобы получить постоянную Хаббла, нужно еще знать скорость удаления объекта — ее находят по красному смещению (z).
В 2017 году впервые зафиксировали слияние двух нейтронных звезд — событие GW170817. Оно дало и гравитационную волну, и электромагнитный всплеск. Телескопы точно определили галактику NGC 4993 и измерили z. Такие события называют «светлыми сиренами». Проблема: нейтронные слияния — редкость. Подавляющее большинство гравитационных сигналов — от слияний черных дыр. Они не дают света. Детектор определяет расстояние, но не точные координаты — только область в сотни квадратных градусов. В ней миллионы галактик. Это «темные сирены». Долго считалось, что они бесполезны для точных космологических расчетов.
Как математика спасла темные сирены
Группа исследователей из коллаборации LIGO/Virgo/KAGRA применила статистику и машинное обучение, чтобы извлечь постоянную Хаббла из 17 наиболее качественных «темных сирен». Они разработали три фильтра вероятности.
- Фильтр №1 — нейросети для красного смещения. Вместо того чтобы спектроскопически изучать миллионы галактик (на это нет телескопных часов), обучили нейронную сеть на известных спектрах. Затем алгоритму дали фотометрические снимки из каталога DESI Legacy Survey. Нейросеть предсказала распределение вероятностей z для каждой галактики в зоне сигнала — с высокой точностью.
- Фильтр №2 — взвешивание по звездной массе. Слияния черных дыр чаще происходят в массивных богатых галактиках с активным звездообразованием. Алгоритм оценил светимость в инфракрасном r-диапазоне (индикатор звездной массы) и присвоил крупным галактикам высокий вес. Мелкие — почти исключил.
- Фильтр №3 — популяция черных дыр. Известно распределение масс сливающихся черных дыр. Если для конкретной галактики вычисленная масса выходила за рамки ожидаемого диапазона (аномально тяжелая или легкая), вероятность этой галактики резко падала к нулю.
Объединив вероятности по всем 17 сиренам и добавив данные светлой сирены GW170817, получили итог: 69,9 (+4,1 / -4,0) км/с/Мпк. Цифра почти посередине между двумя лагерями. Погрешность пока 6%, так что Хаббловское напряжение не разрешено. Но включение темных сирен снизило неопределенность на 11% по сравнению с одними только светлыми.
Ключевой момент: события, не оставляющие электромагнитного следа, больше не отбрасываются. Они дают строгую, математически выверенную информацию о структуре пространства-времени.
Сравнение методов измерения постоянной Хаббла
| Метод | Значение (км/с/Мпк) | Погрешность | Основа |
|---|---|---|---|
| Реликтовое излучение (планковский спутник) | 67,4 | ~0,5% | Ранняя Вселенная (380 000 лет после БВ) |
| Цефеиды + сверхновые (локальные) | 73,0 | ~1% | Современная Вселенная (до 100 Мпк) |
| Гравитационные волны (темные + светлые сирены) | 69,9 | ~6% | Независимые расстояния, вероятностный анализ |
Личное наблюдение автора: часто в научпопе постоянную Хаббла путают с возрастом Вселенной. Это разные вещи, хотя связаны. Скорость расширения — мгновенный параметр, а возраст — интеграл от обратной скорости. Но именно из-за этой путаницы люди удивляются, что точность измерений так важна — ведь от нее зависит, как мы понимаем эволюцию космоса.
Что это значит для будущего космологии
Сейчас гравитационно-волновая астрономия входит в фазу массового сбора данных. Детекторы будут регистрировать десятки-сотни слияний черных дыр ежегодно. Вводятся новые оптические инструменты — например, обсерватория имени Веры Рубин, которая составит глубочайшие каталоги галактик. Синтез огромного числа гравитационных сигналов и точных карт Вселенной позволит снизить погрешность метода «темных сирен» до 1–2% уже в ближайшее десятилетие.
Пошаговый совет: как физики сегодня вычисляют постоянную Хаббла по темным сиренам
- Зафиксировать гравитационную волну от слияния черных дыр и определить фотометрическое расстояние.
- Построить область возможного положения источника на небе.
- Из каталога галактик отобрать все галактики в этой области и с помощью нейросети оценить для каждой красное смещение.
- Присвоить каждой галактике вес на основе ее звездной массы и ожидаемого распределения масс черных дыр.
- Статистически усреднить все кандидаты — чем больше событий, тем точнее итоговая постоянная.
Если текущий тренд сохранится, через 5–10 лет гравитационные волны дадут окончательный ответ. Он либо подтвердит стандартную модель, либо укажет на новую физику — например, на существование неизвестных частиц или сил, влиявших на расширение.
Мое мнение: метод «темных сирен» — элегантный обход проблемы отсутствия света. Он не требует дорогих спектроскопических кампаний, а использует дешевую фотометрию и умные алгоритмы. Это пример того, как данные, казавшиеся бесполезными, становятся золотой жилой. Главное, чтобы статистика набралась — и тогда Хаббловское напряжение либо исчезнет, либо превратится в фундаментальное открытие.
Резюме от автора. Три лагеря расходятся, но гравитационные волны уже дают промежуточное значение. Пока рано делать ставки — погрешность 6% не позволяет. Но метод набирает точность. Если в ближайшие годы мы получим погрешность 1–2%, спор решится окончательно. И тогда, возможно, физикам придется переписывать учебники.
