Постоянная Хаббла

Постоянная Хаббла (обозначается \( H_0 \)) — это фундаментальная космологическая константа, характеризующая скорость расширения Вселенной в современную эпоху. Она связывает расстояние до удалённых галактик со скоростью их удаления от наблюдателя, что является прямым следствием расширения пространства. Значение постоянной Хаббла выражается в километрах в секунду на мегапарсек (км/с/Мпк) и определяет возраст, размер и судьбу Вселенной в рамках стандартной космологической модели ΛCDM.

История открытия

Предпосылки и теория

В начале XX века общая теория относительности Альберта Эйнштейна (1915) предсказывала, что Вселенная не может быть статичной — она должна либо расширяться, либо сжиматься. Сам Эйнштейн, придерживаясь представлений о стационарной Вселенной, ввёл в уравнения космологическую постоянную (Λ) для компенсации гравитационного притяжения. Однако в 1922 году советский математик и физик Александр Фридман на основе уравнений Эйнштейна показал, что возможны нестационарные решения — модели расширяющейся Вселенной. В 1927 году бельгийский астроном и католический священник Жорж Леметр независимо пришёл к тем же выводам, сформулировав идею «первобытного атома» — предшественника теории Большого взрыва.

Наблюдения Эдвина Хаббла

Решающий вклад внёс американский астроном Эдвин Хаббл. В 1929 году, работая на 100-дюймовом телескопе обсерватории Маунт-Вилсон, он опубликовал статью, в которой установил линейную зависимость между расстоянием до галактик и скоростью их удаления (красным смещением). Хаббл использовал данные по 24 галактикам, измеряя расстояния по цефеидам — переменным звёздам, чья светимость связана с периодом пульсации (метод, разработанный Генриеттой Ливитт). Полученная им оценка постоянной составляла около 500 км/с/Мпк, что значительно превышает современные значения из-за неточности шкалы расстояний.

Уточнение и развитие

В 1930-х годах немецкий астроном Вальтер Бааде, работая в США, пересмотрел шкалу расстояний, обнаружив, что цефеиды делятся на два типа (популяция I и II). Это привело к пересмотру постоянной Хаббла в сторону уменьшения — до ~250 км/с/Мпк. В 1950-х годах американский астроном Аллан Сэндидж, ученик Хаббла, продолжил уточнения, снизив значение до ~100 км/с/Мпк. Ключевой прорыв произошёл в 1990-х годах с запуском космического телескопа «Хаббл» (NASA). Проект «Ключевой проект космического телескопа Хаббл» (HST Key Project) под руководством Венди Фридман и Джереми Молда позволил измерить постоянную с точностью до 10 %, получив значение 72 ± 8 км/с/Мпк (2001 год).

Современные методы измерения

Метод цефеид и сверхновых

Классический метод основан на «лестнице расстояний». На первом этапе используются цефеиды в близлежащих галактиках для калибровки расстояний. На втором — сверхновые типа Ia (SN Ia), которые служат «стандартными свечами»: их пиковая светимость известна и позволяет измерять расстояния до далёких галактик. Сравнивая скорость удаления (по красному смещению) с расстоянием, получают \( H_0 \). Современные оценки этим методом дают около 73,0 ± 1,0 км/с/Мпк (данные SH0ES, 2022).

Реликтовое излучение (CMB)

Другой, независимый метод использует флуктуации реликтового излучения — «эха» Большого взрыва. Спутники WMAP (NASA, 2001–2010) и «Планк» (ESA, 2009–2013) измерили анизотропию CMB с высокой точностью. В рамках стандартной космологической модели ΛCDM, зная состав Вселенной (тёмная энергия, тёмная материя, барионная материя), можно рассчитать \( H_0 \). Результат миссии «Планк» (2018): 67,4 ± 0,5 км/с/Мпк. Это значение существенно ниже, чем полученное по сверхновым, что породило так называемое «напряжение Хаббла» (Hubble tension).

Гравитационные волны

С 2017 года, после обнаружения гравитационно-волнового события GW170817 (слияние двух нейтронных звёзд), появился новый метод — «стандартные сирены». Гравитационные волны позволяют напрямую измерить расстояние до источника, а электромагнитное излучение — красное смещение. Первая оценка по этому событию дала \( H_0 = 70,0^{+12,0}_{-8,0} \) км/с/Мпк. С развитием сети детекторов LIGO, Virgo и KAGRA точность метода растёт.

Магнитные звёзды и другие методы

Предлагаются и другие подходы: использование мазеров (источников микроволнового излучения) в аккреционных дисках чёрных дыр, гравитационное линзирование (измерение времени задержки между изображениями квазаров), а также статистика галактических скоплений. Каждый метод имеет свои систематические погрешности, но все они дают значения, близкие к диапазону 67–74 км/с/Мпк.

Напряжение Хаббла (Hubble tension)

Суть проблемы

Расхождение между значениями \( H_0 \), полученными по ранней Вселенной (CMB) и по поздней Вселенной (сверхновые, цефеиды), составляет около 5–6 км/с/Мпк, что превышает 4–5 стандартных отклонений. Это указывает на возможную неполноту стандартной космологической модели ΛCDM или на наличие неизвестных систематических ошибок в одном из методов.

Возможные объяснения

1. Новая физика: Например, наличие тёмной радиации (стерильных нейтрино), изменение свойств тёмной энергии во времени, модифицированная гравитация.
2. Систематические ошибки: Неправильная калибровка цефеид, влияние пыли на измерения, неучтённые эффекты в данных CMB.
3. Статистическая флуктуация: Маловероятно, но не исключено, что расхождение случайно.

Текущий статус

На 2024 год напряжение Хаббла остаётся одной из главных нерешённых проблем космологии. Новые наблюдения — телескоп «Джеймс Уэбб» (JWST), предстоящие миссии Euclid (ESA) и Nancy Grace Roman (NASA) — направлены на проверку гипотез. Если расхождение подтвердится, это потребует пересмотра стандартной модели.

Значение для космологии

Возраст Вселенной

Постоянная Хаббла обратно пропорциональна возрасту Вселенной. При \( H_0 = 67,4 \) км/с/Мпк возраст составляет 13,8 млрд лет; при \( H_0 = 73,0 \) — около 13,5 млрд лет. Это влияет на модели эволюции галактик и звёзд.

Судьба Вселенной

В рамках ΛCDM расширение ускоряется из-за тёмной энергии. Точное значение \( H_0 \) определяет, будет ли расширение продолжаться вечно, замедляться или сменится сжатием («Большое сжатие»). Современные данные указывают на вечное расширение.

Космологические параметры

\( H_0 \) входит в уравнение Фридмана, связывающее плотность энергии Вселенной с её кривизной. Неопределённость в \( H_0 \) затрудняет точное определение доли тёмной материи и тёмной энергии.

Интересные факты

• Постоянная Хаббла не является истинной константой в физическом смысле — она меняется со временем. Современное значение \( H_0 \) — это мгновенная скорость расширения. В прошлом, когда Вселенная была моложе, \( H \) была больше.
• Название «постоянная Хаббла» ввёл английский астроном Артур Эддингтон в 1930-х годах. Сам Хаббл предпочитал термин «коэффициент красного смещения».
• В 2011 году Нобелевская премия по физике была присуждена Солу Перлмуттеру, Брайану Шмидту и Адаму Рису за открытие ускоренного расширения Вселенной, которое опиралось на измерения сверхновых типа Ia и, соответственно, на постоянную Хаббла.

Источники

• Freedman, W. L., & Madore, B. F. (2010). The Hubble Constant. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 48, 673–710.
• Planck Collaboration (2020). Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters. Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
• Riess, A. G., et al. (2022). A Comprehensive Measurement of the Local Value of the Hubble Constant with 1 km/s/Mpc Uncertainty from the Hubble Space Telescope and the SH0ES Team. The Astrophysical Journal Letters, 934, L7.
• Abbott, B. P., et al. (2017). A gravitational-wave standard siren measurement of the Hubble constant. Nature, 551, 85–88.
• Хаббл, Э. (1929). A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae. Proceedings of the National Academy of Sciences, 15(3), 168–173.