Нов метод за измерване разширяването на Вселената: физици изчислиха константата на Хъбъл от гравитационния фон

Един от най-големите проблеми в съвременната физика е несъответствието в измерванията на скоростта на разширяване на Вселената, известно като „напрежението на Хъбъл“.

Вселената се разширява. Скоростта на това разширяване в момента се описва с едно число – константата на Хъбъл (H₀). Тя може да бъде измерена по няколко начина и тук има проблем.

Единият клас методи разчита на изучаването на реликтовото излъчване – светлина, останала от епоха, когато Вселената е била на около 380 000 години. По свойствата на това лъчение те реконструират параметрите на ранната Вселена, а след това изчисляват каква би трябвало да е скоростта на разширяване днес. Резултатът е около 67-68 km/s/Mpc (километри в секунда на мегапарсек).

Друг клас методи измерва разстоянията до сравнително близки обекти – определени видове свръхнови, чиито свойства са добре изучени. От съотношението между разстоянието и скоростта на бягство те определят директно H₀. Резултатът е около 72-74 km/s/Mpc.

Разликата е повече от пет стандартни отклонения. Във физиката това означава, че разминаването не може да се обясни със случайна неточност. Или има неотчетена систематична грешка в някой от методите, или стандартният космологичен модел е непълен. Този конфликт се нарича „напрежението на Хъбъл“ (Hubble tension) и през последното десетилетие все повече се увеличава.

В подобна ситуация всеки нов независим начин за измерване на H₀ е особено ценен. През 2026 г. група физици от Университета на Илинойс и Чикагския университет предлагат нов начин – и той се оказва коренно различен от всички предишни.

По какъв начин гравитационните вълни служат за измерване на разстоянията

Когато две черни дупки се приближат по спирала и се слеят, те излъчват гравитационни вълни – смущения на пространство-времето, разпространяващи се със скоростта на светлината. Детекторите LIGO, Virgo и KAGRA откриват тези смущения.

Гравитационните вълни от сливанията имат важно свойство: тяхната амплитуда ни позволява да определим разстоянието до източника без междинни калибрирания. Няма нужда от верига от различни измервателни линии, всяка от които внася собствена грешка. Едно наблюдение – едно разстояние. Тези източници се наричат „стандартни сирени“.

Но само разстоянието не е достатъчно, за да се изчисли H₀. Трябва да се знае и червеното отместване, което е мярка за това колко се е разтегнал сигналът по време на пътуването поради разширяването на Вселената. Самите гравитационни вълни не дават червено отместване. То трябва да се определи по друг начин: чрез електромагнитното изригване, съпътстващо сливането, чрез каталозите на галактиките в региона, откъдето идва сигналът, или чрез характерни особености в разпределението на масите на черните дупки.

Последният вариант – „спектралната сирена“ – не изисква никакви електромагнитни данни, но засега дава резултат с много голяма неопределеност: H₀ = 46⁺⁴⁹₋₂₆ km/s/Mpc въз основа на данни от 42 открити двойки черни дупки. Централната стойност е значително по-ниска от тази на двата конкуриращи се лагера.

Групата на Брайс Къзънс предлага този подход да се допълни с информация от друг източник.

Какво представлява гравитационно вълновият фон

Детекторите регистрират само най-силните събития – сливания, които са се случили достатъчно близо или с достатъчно масивни участници. Но във Вселената непрекъснато има двойки черни дупки, които се сливат на всякакви разстояния. Огромното мнозинство от тези събития са твърде слаби за индивидуално откриване.

Кумулативният им ефект е стохастичен гравитационно-вълнов фон: постоянна, слаба пертурбация на пространство-времето, която присъства винаги и навсякъде. Този фон се характеризира с една основна величина – плътността на енергията Ω_gw, която показва каква част от общата енергия на Вселената е енергията на тези гравитационни вълни.

В честотния диапазон на наземните детектори (десетки и стотици херци) този фон все още не е засечен. Сътрудничеството LIGO-Virgo-KAGRA определи горна граница на резултатите от първите три наблюдателни цикъла: Ω_gw не надвишава определена стойност (от порядъка на 10-⁸ при 25 Hz).

Именно това отсъствие на сигнал е основният елемент на новия метод.

Защо отсъствието на сигнал съдържа информация

Интензивността на гравитационно-вълновия фон се определя от два фактора: колко сливания се случват за единица време на единица обем и какъв е общият обем на Вселената, достъпен за наблюдение.

Общият обем зависи пряко от константата на Хъбъл. Връзката е обратна и силна: при по-ниска H₀ разстоянията до обектите с дадено червено отместване са по-големи, обемът на Вселената е по-голям, в този обем има повече сливания и фонът е по-интензивен. В количествено отношение: Ω_gw е обратно пропорционална на куба на H₀. Намаляването наполовина на константата на Хъбъл увеличава очакваната интензивност на фона осем пъти.

След това следваме една проста логика. Ако H₀ беше равна, да речем, на 30 km/s/Mpc, фонът щеше да е толкова силен, че детекторите вече щяха да са го регистрирали. Тъй като това не се е случило – такива стойности са изключени. Колкото по-дълго продължават наблюденията, без да се регистрира фонът, и колкото по-строга става горната граница на Ω_gw, толкова по-високо се издига долната граница на допустимите стойности на H₀.

Как работи методът

Авторите обединяват два потока от данни в един общ статистически анализ.

Първият поток е от наблюдения на 42 индивидуално регистрирани двойки черни дупки от каталога GWTC-3. Те са използвани за реконструкция на свойствата на популацията: разпределение на масата, скорост на сливане и вариацията ѝ с разстоянието (червеното преместване). Тези свойства зависят от 12 параметъра на модела на популацията и три космологични параметъра, включително H₀.

Вторият поток е резултат от търсенето на стохастичен фон, а именно горна граница на Ω_gw. Теоретичната стойност на Ω_gw се изчислява от същите 15 параметъра (популационен модел + космология). Ако моделът предсказва фон над горната граница – той е малко вероятен.

Двата набора от данни практически не се припокриват: 42 регистрирани събития допринасят за по-малко от 0,3% от общия фон. Това ни позволява да умножим вероятностите от двата потока и да получим съвместна оценка на всички 15 параметъра, включително H₀.

Резултатите

Съвместният метод, методът на „стохастичната сирена“, даде стойност на H₀ = 72⁺⁴⁴₋₃₇ km/s/Mpc.

За сравнение, анализите на същите 42 събития, изключващи фона, дават 57⁺⁴⁴³₋₃₅, а предишният резултат за спектралната сирена е 46⁺⁴⁹₋₂₆.

Неопределеността все още е голяма. Но посоката на изместване е значителна: централната стойност се е преместила от аномално ниската област (40-60) към диапазона 70-75 – където се намират и двете конкурентни електромагнитни измервания. Методът на гравитационните вълни за първи път даде резултат, съвместим с основните оценки.

В същото време резултатът е получен в консервативна среда. Авторите са взели предвид фона само от двойни черни дупки, въпреки че сливанията на неутронни звезди също имат значителен принос. Горната граница на Ω_gw, определена от колаборацията LVK, се отнася за общия фон от всички видове сливания. Отчитането на допълнителните приноси би направило границата на H₀ още по-строга.

Когато фонът бъде открит

Засега стохастичната сирена работи „наобратно“: тя изключва твърде ниските стойности на H₀ въз основа на това, че не е открит фон. Но детекторите се усъвършенстват и откриването му е въпрос на време.

Авторите оценяват времето за три нива на чувствителност. Със сегашните детектори (aLIGO) фонът от двойни черни дупки ще се регистрира за векове – нереалистично. С подобрението на А# (около десет пъти подобряване на чувствителността) – за по-малко от година. С детекторите на проекта „Вояджър“ – още по-бързо.

След като фонът бъде открит, методът ще се промени качествено. Вместо долна граница на H₀ ще има пълноценна двустранна граница: „H₀ лежи в такъв и такъв интервал“. Точността на измерването ще се увеличи драстично.

Освен това интензивността на фона зависи не само от H₀, но и от други космологични параметри, като плътността на материята и свойствата на тъмната енергия. Настоящите данни са недостатъчни за ограничаването им, но с бъдещите детектори стохастичната сирена може да се превърне в инструмент за изучаване на тези параметри.

По какво този метод се различава от останалите

Две свойства правят стохастичната сирена уникална.

Той е напълно независим от електромагнитните наблюдения. Не са необходими нито свръхнови, нито каталози на галактики, нито реликтово излъчване. Цялата информация идва посредством гравитационните вълни. Това означава, че тук отсъстват систематичните грешки, присъщи на електромагнитните методи.

Той е чувствителен не към отделни източници, а към тяхната съвкупност в цялата Вселена. Всички останали методи – както електромагнитните, така и гравитационно-вълновите – измерват разстоянията до конкретни обекти. Стохастичната сирена реагира на целия обем на Вселената, изпълнен с източници. Това е коренно различен тип измерване, със собствен набор от ограничения и собствен потенциал.

Методът има и зависимости: резултатът е чувствителен към избрания модел на популацията на черните дупки, към предположенията за свойствата на фона (стационарност, хомогенност), към възможните корелации между масите и разстоянията. Тези зависимости не правят метода ненадежден, но изискват по-нататъшно развитие – преди всичко чрез разширяване на модела за други видове сливания и чрез тестване на симулирани данни.

Значението за науката

Стойността на H₀ определя възрастта на Вселената, нейния размер, скоростта, с която се формират структурите, и дългосрочната ѝ съдба. Несъответствие между двата набора от измервания може да означава пропуск във фундаменталното разбиране – може би нов компонент на Вселената или неизвестен физически процес.

За да се разреши това противоречие, са необходими методи, които не са свързани с нито един от двата лагера. Стохастичната сирена е един от малкото кандидати. Тя вече измества гравитационно-вълновата оценка на H₀ в област, съвместима с двата електромагнитни резултата на етапа на неоткриване на фона. С всяка година на наблюдения без откриване на фона ограничението отдолу ще се засилва, като последователно ще се проверяват стойностите, благоприятствани от измерванията на реликтовото излъчване. А откриването на фона с детектори от следващо поколение ще превърне метода от инструмент за изключване в инструмент за директно измерване.

Ако новите данни съвпаднат с някой от съществуващите методи, това ще потвърди нашите представи за еволюцията на Космоса. Ако обаче резултатът е трета, различна стойност, това ще означава, че е необходима „нова физика“ извън пределите на Общата теория на относителността на Айнщайн.

Когато сигналът най-накрая се появи, възможностите на метода ще нараснат с порядъци – и може би именно той ще постави точката на спора, който определя съвременната космология.