Интервью с астрофизиком Олегом Верходановым о методах исследования Вселенной, проблемах проведения измерений и стандартной космологической модели.
ПостНаука побеседовала с ведущим научным сотрудником Специальной астрофизической обсерватории РАН, доктором физико-математических наук Олегом Верходановым о современном состоянии исследований Вселенной, сложности интерпретации данных о ее эволюции и надежности современных представлений о мегамире.
— Что это за наука — космология? Что является предметом ее изучения?
— Если говорить коротко, то космология — это наука о происхождении и эволюции Вселенной. Если с долей шутки, то наука обо всем. И вот почему: фактически мы живем в мире, свойства которого определяются всего шестью основными космологическими параметрами: тремя параметрами плотности (видимой и темной материи, а также темной энергии), двумя параметрами, описывающими рост первичных возмущений материи, и временем (эпохой) образования первых звезд и активных ядер галактик, что описывается оптической толщей на момент реионизации. Остальные космологические параметры либо вторичны (то есть меньше влияют на глобальные свойства Вселенной), либо являются производными. Например, возраст Вселенной получается из параметра расширения Хаббла, а последний связан с параметрами плотности. Возможности измерения космологических параметров существенно улучшились уже в нулевых годах XXI века, когда начались точные спутниковые наблюдения реликтового фона. И это привело к тому, что космология стала точной наукой (precision cosmology — определение М. Лонгейра в Манчестере, 2000), зафиксировав узкое семейство космологических моделей из сотни существовавших. Современная космология — это и теория, и наблюдения, и сложные вычисления, позволяющие моделировать и проверять параметры Вселенной и ее эволюцию. Опираясь на физические законы природы (включающие известные фиксированные — а может быть, и нет — физические параметры: скорость света, постоянные Планка и гравитации, заряд электрона и другие) и космологические параметры, удается сделать сравнительно точное описание процессов ранней Вселенной и воспроизвести ее эволюцию и наблюдаемые характеристики в компьютерных вычислениях.
— Известна фраза Ландау: «Космологи часто ошибаются, но никогда не сомневаются». Это было сказано около полувека назад. Изменилось ли состояние дел с тех пор?
— Наверное, да, так как наряду с появлением колоссального количества наблюдательных астрономических данных растет и число компьютерных симуляций, воспроизводящих в довольно точных расчетах структуры окружающего мира. Можно сказать, что ошибочные результаты интерпретации сейчас сами исчезают при естественном отборе теоретических моделей. Но следует заметить, что модификация и уточнение теорий по наблюдательным и моделированным данным — это непрекращающийся процесс.
— Почему мы можем теперь говорить, что наступила эпоха точной космологии?
— Потому что с проведением точных космологических измерений как в микроволновом диапазоне, где наиболее важный источник информации — реликтовое излучение, так и в оптическом, где изучаются кривые блеска далеких сверхновых типа Ia и пространственное распределение галактик, получены повторяемость результата и согласие между различными экспериментами. Кроме того, мощность компьютеров позволяет детально исследовать и сравнивать наблюдаемые свойства и теоретическое описание эволюционирующей Вселенной в разные космологические эпохи.
— Какие наблюдательные данные используются современной космологией?
— В первую очередь это, конечно, измерения флуктуаций температуры и поляризации космического микроволнового фона (по данным миссий WMAP и Planck, а также наземных и баллонных специализированных экспериментов BOOMERANG, DASI, CBI, ACT, SPT, BICEP и других), далее — построение диаграммы Хаббла «Звездная величина — красное смещение» (космологический тест «стандартная свеча») по данным вспышек сверхновых типа Ia, а также измерение уровня барионных осцилляций по данным наблюдений галактик в оптическом обзоре SDSS. Кроме того, проводятся исследования в рентгеновском диапазоне по измерению масс скоплений галактик и применению последних при определении некоторых космологических параметров. В последнее время также стал активно изучаться космический инфракрасный фон, позволяющий отслеживать эволюцию распределения барионного вещества в разные эпохи.
— В чем особенности и сложность этих измерений
— И особенности, и сложность измерений прежде всего касаются оборудования, на котором проходят наблюдения. Например, если говорить об исследовании реликтового излучения, то это не только приемники и корреляторы, но и сами обсерватории, которые, как в случае миссий WMAP и Planck, требовалось доставить в точку Лагранжа L2, находящуюся на расстоянии 1,5 миллиона километров от Земли в направлении от Солнца. Точка нестабильная, и требуется обращение аппарата вокруг нее. Приходится решать дополнительные задачи по ведению телескопа, периодически включая двигатели. Кроме того, чем сложнее эксперимент, тем сложнее его численное моделирование, требующееся для учета эффектов селекции. Численные эксперименты по моделированию наблюдений космического микроволнового фона (Cosmic Microwave Background — CMB) на полном небе могут длиться несколько месяцев на суперкомпьютерах.Конечно, отдельная задача — выделение из регистрируемого излучения исследуемого космологического сигнала. Для реликтового излучения это будет процедура разделения компонент, когда необходимо удалить из карты мешающие компоненты: синхротронное излучение Галактики, свободно-свободное излучение, излучение пыли и радиоисточники. Переоценка или недооценка вклад мешающего фонового излучения может привести к сдвинутой оценке (байесу) во вкладе CMB в регистрируемый сигнал и, как следствие, к искаженным выводам.
— Существует ли проблема интерпретации результатов космологических данных?
— Да, и не одна. Например, с теми же эффектами наблюдательной селекции. Простейший эффект селекции — выводы о свойствах популяции небесных объектов в разные космологические эпохи по их наиболее ярким представителям. При отборе таких источников необходимо учитывать как неполноту информации, так и их эволюционные свойства.
Другой пример связан с пониманием того, что же именно мы видим. Как это случилось с результатами эксперимента BICEP2. Действительно, был открыт повышенный сигнал в B-моде поляризации космического микроволнового фона. Масштабы, на которых он проявляется (больше 1 градуса), соответствуют ожидаемым масштабам первичных гравитационных волн. Оказалось, что это обнаружена холодная намагниченная пыль нашей Галактики. Первая интерпретация была довольно оптимистична, но и вторая тоже очень интересна.
— Нередко высказываются сомнения в надежности космологических измерений. Возьмем, например, такой понятный любому человеку параметр, как возраст Вселенной. Современным значением считается 13.798 ± 0.037. Расскажите поподробнее, как из наблюдений получается это число и почему оно известно с такой точностью. В течение XX века это число не раз пересматривалось в сторону увеличения, в том числе существенного. Возможно ли повторение такой ситуации в будущем?
— Я бы сравнил эволюцию наших космологических представлений с эволюцией знания о гравитации. Общая теория относительности не говорит, что теория Ньютона неверна, но расширяет последнюю в случае очень массивных объектов и субсветовых скоростей. В обычном окружении мы продолжаем пользоваться теорией Ньютона. Так и с космологией. Например, при строительстве зданий не учитывается кривизна поверхности, определяемая шарообразностью Земли, а предполагается обычное эвклидово описание. Эволюция космологических представлений также связана с нашей технической возможностью заглянуть как можно дальше. Как только мы переходим за некоторые пределы, например к объектам с красным смещением z больше 0,7 (когда возраст Вселенной был меньше 7 миллиардов лет), мы попадаем в другую эпоху эволюции Вселенной с несколько другими физическими условиями, когда Вселенная расширялась с замедлением. Понятно, что представление о текущем нашем окружении и его свойствах не очень изменилось с появлением нового знания (хотя и было установлено, что мы живем в эпоху доминирования темной энергии), но взгляд на Вселенную в целом изменился кардинально.
Важным является также и хорошее согласование с данными других экспериментов, таких, например, как измерение распределения вещества в оптических обзорах неба и измерение светимости вспышек сверхновых. Все это позволяет нам сделать вывод о том, что космологическая модель установлена (это ΛCDM) и ее параметры известны с точностью выше чем 7%. Разность в плотности материи, равной сумме плотностей барионного вещества Ωb и темной материи ΩCDM, команда Planck объясняет новыми данными по содержанию вещества в филаментах между скоплениями галактик. Отсюда и разность в оценке возраста Вселенной. Для наиболее мотивированных читателей дам две ссылки на обсуждение космологических параметров WMAP 9 и Planck. Отмечу, что в принципе нельзя исключить, что все, что мы знаем о природе, неверно, в том числе и ΛCDM-космологическая модель, но тогда нужно придумать что-то новое, чтобы объяснить, например, как работают мобильные телефоны и почему горят лампочки после подключения электричества.
— Космология использует сложные математические построения и концепции. Незнакомого человека, опирающегося на бытовой опыт, это может поставить в тупик или привести к неверным выводам. Какие нетривиальные идеи необходимо усвоить, чтобы не быть сбитым с толку?
— Современная космология соединяет в себе широкие области физики, математики, вычислительных (компьютерных) методов, а наблюдения связаны с самыми передовыми технологиями. Но если говорить о мировоззренческих представлениях, направленных на понимание процессов эволюции Вселенной, то, конечно, здесь очень сложно обойтись без общей теории относительности, теории поля, квантовой механики, описывающих возникновение Вселенной из квантовой флуктуации поля, рождение частиц, появление и рост неоднородностей плотности материи и расширение Вселенной.
Также, наверное, обсуждение вопроса уже включает и многомерную топологию, связанную с формой Вселенной и искривлением пространства, и теорию информации, применяемую при исследовании черных дыр и энтропии Вселенной.
— Космология, очевидно, связана с астрономией и астрофизикой. С какими еще науками связана эта дисциплина?
— Математика в первую очередь. Информатика, дающая новые вычислительные технологии на уровне мощности процессоров и новые алгоритмические возможности программного обеспечения. Современная электроника дает передовые технологии при создании новых приемников излучения в разных диапазонах электромагнитного спектра и для других источников астрономической информации (частиц игравитационных волн).
— Помогают ли полученные ею данные исследователям, работающим в других областях?
— Связь с физиками, математиками и электронщиками очень сильна. Верно и обратное. Космология дает уникальную информацию о физике элементарных частиц. Например, о массе и числе типов нейтрино, которые можно оценить из скорости формирования скоплений галактик, то есть фактически из амплитуд пятен реликтового фонового излучения. Теоретическая космология ранней Вселенной переплелась с современной физикой настолько, что ее выделяют в отдельную науку — космомикрофизику. Представления о мультивселенной связаны с теорией струн (или М-теорией в современном понимании). Это, в свою очередь, вызывает развитие соответствующих новых областей математики. Можно сказать и о программном обеспечении. Например, разработки в фазовом анализе распределения сигнала CMB на сфере могут применяться и для анализа данных Большого адронного коллайдера.
— Расскажите, чем занимаетесь конкретно вы. Какие исследования проводятся в вашей научной группе? На какие вопросы вы рассчитываете получить ответ?
— Мы сейчас занимаемся несколькими задачами, связанными с исследованиями космического микроволнового фона и исследованием радиогалактик в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах. Если говорить конкретно, то это происхождение аномалий CMB (отклонений распределения сигнала в некоторых низкочастотных гармониках от ожидаемого статистически изотропного), исследование популяции запыленных радиогалактик и того, как эта популяция может быть связана с гигантскими радиогалактиками, также исследование микроволнового фона в области протоскоплений галактик (какова масса этих протоскоплений, почему мы их видим в малом количестве и что можно сказать о наблюдаемом микроволновом сигнале от таких объектов в разные эпохи).
— Как обстоят дела с исследованиями в этой области в современной России, а также какой исторический вклад нашей страны в развитие этой науки в целом?
— Исторический вклад советских и российских ученых в теоретическую, наблюдательную и вычислительную космологию, на мой взгляд, основополагающий, поистине исторический. Имен очень много, и всегда кого-нибудь пропустишь. Тут, кстати, я рекомендую книгу Бориса Штерна «Прорыв за край мира» — финалиста премии «Просветитель» 2014 года. Книга посвящена как раз этой теме, и в нее вошли интервью с создателями теории инфляции. Полезной будет и книга В.П. Решетникова «Почему небо темное. Как устроена Вселенная» — финалиста «Просветителя» 2012 года. Говоря о российском вкладе в космологию, несомненно, надо начинать с Александра Фридмана, нашедшего решение уравнения Эйнштейна (20-е годы XX века), которое описывает расширяющуюся Вселенную. Позднее группа Дж. Гамова, российского ученого по происхождению, описала, исходя из анализа уравнения Фридмана, горячее состояние ранней Вселенной, предсказав первичный химический состав (~75% H и ~25% He и совсем мало всего остального) и существование остаточного фонового излучения.
Современная релятивистская космология, связанная с черными дырами, появлением неоднородностей плотности вещества и образованием крупномасштабной структуры Вселенной, с проявлением этих неоднородностей в виде флуктуаций реликтового излучения и его поляризации, с исследованием первых мгновений Вселенной, рождением частиц вещества в это время, химического состава Вселенной, а также со многими другими явлениями, обязана Я.Б. Зельдовичу и ученикам его школы, среди которых И.Д. Новиков, А.Г. Дорошкевич, А.А. Старобинский, Г.С. Бисноватый-Коган, В.Н. Лукаш, С.Ф. Шандарин, Л.В. Грищук, Р.А. Сюняев, М.В. Сажин, А.А. Клыпин, А.Г. Полнарев и другие. Надо сказать и о Э.Б. Глинере, впервые предложившем идею (в 1965 году) о рождении Вселенной из вакуума. Чуть ранее (1964) была работа А.Г. Дорошкевича и И.Д. Новикова о возможности наблюдений CMB и о выборе лучшего диапазона волн для его исследований. Впоследствии на эту работу ссылались в своих Нобелевских лекциях А. Пензиас (1978) и Дж. Смут (2006). В конце 1970-х — начале 1980-х работы А.А. Старобинского легли в основу теории инфляции и появления первичных гравитационных волн при расширении в эту раннюю эпоху. Работы А.Д. Линде в начале 1980-х привели теорию инфляции практически к современному ее состоянию. В.Ф. Муханов и Г.В. Чибисов показали (1981), как из флуктуаций вакуума могут вырасти галактики и их скопления. В это же время активно велись поиски флуктуаций реликтового излучения группой Ю.Н. Парийского на радиотелескопе РАТАН-600, где были установлены новые пределы на уровень неоднородностей фона на десятиминутных угловых масштабах и наложены ограничения на предсказания теории образования крупномасштабной структуры в 1970–1980-х годах. Впервые для исследования космического фона был запущен спутник Реликт в ИКИ. В 1960–1990-е годы активно исследовались внегалактические источники излучения, которые можно было использовать для космологических целей (работы И.C. Шкловского, Н.С. Кардашева, Р.Д. Дагкесаманского, Б.В. Комберга, Ю.Н. Парийского, Н.С. Соболевой и других). Также интересны исследования группы Д.А. Варшаловича (Физтех им. Иоффе) по поиску вариаций физических констант астрофизическими методами. Сейчас проводятся активные теоретические исследования самой ранней эпохи существования Вселенной (вплоть до момента до Большого взрыва) в ИЯИ РАН под руководством В.А. Рубакова, работы которого в 1980-х, кстати, также развивали теорию первичных гравитационных волн во время инфляции. Российские ученые и их российские ученики сейчас активно продолжают космологические исследования и за границей: А.Д. Линде в Стэнфорде и В.Ф. Муханов в Мюнхене по теории инфляции, П.Д. Насельский в Копенгагене по теории и анализу данных анизотропии температуры и поляризации CMB, А.А. Клыпин и С.Ф. Шандарин в США по крупномасштабной структуре, А.Д. Долгов в Италии по физике ранней Вселенной и многие другие.
Замечу, что современные исследования в космологии и других областях астрономии, активно развивающихся, сейчас можно проводить только в сотрудничестве с другими группами, которое предполагает и обмен астрономическими наблюдательными и модельными данными, и обсуждение идей.
— Как получают данные в современной космологии? Какие используются для этого инструменты и методы? Какие возможности еще не освоены человечеством, но теоретически должны нам рассказать больше о Вселенной?— Конечно, самое точное знание о физике Вселенной несет реликтовое излучение. В сотне экспериментов независимо измерены различные космологические параметры. Угловой спектр мощности анизотропии CMB содержит порядка 3000 независимо измеренных амплитуд сферических гармоник (мультиполей). Этот спектр мощности, а также корреляционные поляризационные спектры CMBпозволяют построить как минимум 7 независимых друг от друга космологических тестов. О том, как получается карта CMB, я уже говорил раньше. Продолжаются исследования поляризации CMB в B-моде; ожидается в этой области и создание новых космических обсерваторий, например PRSIM.
Но кроме CMB, конечно, есть и другие астрономические измерения, используемые космологами: оптические, инфракрасные, рентгеновские. В последнее время появились предложения об использовании и гамма-всплесков в качестве стандартной свечи на экстремально больших красных смещениях (z>6). Проводятся исследования и в других информационных каналах, отличных от электромагнитного излучения. Космические лучи — нейтрино и энергичные заряженные частицы — могут содержать чрезвычайно важную информацию о процессах в разные космологические эпохи. Распределение энергичных позитронов может рассказать о физике темной материи, если она состоит из частиц и ее частицы участвуют, кроме гравитационного, в слабом взаимодействии (например, могут аннигилировать). Для регистрации космических частиц строятся специализированные телескопы, как, например, IceCube размером с кубический километр в Антарктиде или нейтринная обсерватория ИЯИ РАН под Байкалом. Другое окно для исследования Вселенной — гравитационные телескопы. Общая надежда — проект LISA космического лазерного интерферометра, содержащего 3 спутника, разнесенных на 5 миллионов километров. При прохождении гравитационной волны ожидается изменение интерференционной картины, позволяющее измерить амплитуду и направление прихода сигнала. Это новое направление позволит, в частности, изучать процессы слияния черных дыр в других галактиках в разные эпохи.
— Ситуация с местом космологии в естествознании в чем-то похожа на ситуацию с исследованием зарождения жизни. С одной стороны, это интересная многим тема, с другой — очень сложная. Поэтому и вокруг космологии, и вокруг биологии возникает большое количество «неакадемических» гипотез, которые пытаются объяснить некоторые явления совершенно иначе. Существенна ли эта проблема? Как с ней бороться? Нужно ли некоторые элементы космологии преподавать в школе? Важны ли эти знания для каждого человека?
— На мой взгляд, космология — наука, определяющая современное естествознание. Она важна, и ее основы надо преподавать в школе. Потому что в конечном итоге все мы появились из той первой флуктуации поля 13,8 миллиардов лет назад. Грубо говоря, если у нас есть компьютер с емкостью Вселенной, то, запустив расчет эволюции мира в рамках, например, той же ΛCDM-космологической модели, определяемой шестью (!) основными космологическими параметрами, мы теоретически должны получить все разнообразие современного мира. Это, конечно, очень любопытная вещь.
Попытки «образумить» «запутавшихся» физиков, астрофизиков и космологов были и будут всегда. Лишь бы не на высоком уровне. К сожалению, часто предлагаемые альтернативными исследователями гипотезы не выдерживают критики даже на школьном уровне физики. Но есть и большое число «академических» гипотез, критикующих современные космологические результаты. В первую очередь это касается темной материи и темной энергии, а также эпохи Большого взрыва. К счастью для космологов, технология получения данных, таких как CMB, надежно отработана и проверена независимыми наблюдениями и численными экспериментами, а с результатами анализа CMB бороться невообразимо сложно. Я не знаю пока ни одного успешного опровержения последних космологических результатовWMAP и Planck. Попытки опровержения научного понимания на бытовом уровне, конечно, существуют. К глубокому сожалению, для понимания устройства мира требуется все-таки подготовленный слушатель, так как измеряемые параметры не видны (и как бы не нужны) в нашем быту. Хотя, например, у многих уже есть в кармане устройства — мобильные телефоны, в которых используются знания и квантовой механики (в процессорах), и общей теории относительности (для ориентаций станций по спутникам, в движении которых уже учитываются релятивистские поправки). Знания, которые дает космология, — это часть общего физического знания, которое пригодится человечеству (если не сейчас, то в будущем). Чем больше людей будет к нему приобщаться, тем быстрее человечество будет получать новые технологии, и шанс его выживания станет выше в критический для цивилизации момент.
Один из стандартных космологических параметров — возраст Вселенной. Его оценка менялась вместе с эволюцией наших представлений о мире. Причем даже научный экспериментальный подход, применяемый со времен Хаббла, в разные времена приводил к различным оценкам скорости расширения Вселенной и, следовательно, ее возраста. Измерения основывались на измерениях красного смещения и построении шкалы расстояний для далеких, по восприятию тех лет, галактик. С помощью такой зависимости (диаграмма Хаббла) и определялась скорость расширения Вселенной, характеризуемого постоянной Хаббла H0, а возраст Вселенной определялся как обратная величина 1/H0. Сейчас уже известно, что в разные космологические эпохи Вселенная расширялась с различной скоростью, и скорость ее расширения описывается не константой, а изменяющимся со временем или зависящим от красного смещения параметром Хаббла. То есть для определения возраста Вселенной необходимо измерить функцию H(t) или H(z) в различные моменты существования нашего мира. Таким образом, возраст является производным параметром от параметра H(z), который, в свою очередь, связан с основными параметрами плотности: темной энергии, темной и видимой материи. Их относительные плотности в разные эпохи разные и приводят к различной скорости расширения. Измеряя параметры плотности Вселенной в целом, мы узнаем особенности ее расширения в разные времена. Это делается в первую очередь по распределению амплитуд горячих и холодных пятен разного размера на картах реликтового излучения. Причем полнота обзоров CMB, покрывающих все небо много раз (как в миссияхWMAP и Planck), позволяют с высокой надежностью измерить параметры плотности и, как следствие, производный из них возраст Вселенной.
Тимур Кешелава
Источник: nizi.co.il
