теоретической физики имени Кавли при Калифорнийском университете в Санта-Барбаре. Совместная научная группа SH0ES под руководством Рисса (это несуразное сокращение расшифровывается как Supernova, H0, for Equation of State of dark energy – «Сверхновая, H0, уравнение состояния темной энергии») опубликовала новую статью, основанную на большем объеме данных и более тщательном анализе4. Они получили для постоянной Хаббла оценку 74,0 км/с/Мпк с погрешностью всего 1 % – это почти на 10 % больше столь же точной оценки 67,4 км/с/Мпк, основанной на данных наблюдений реликтового излучения.

Более того, похожее большое значение скорости для расширения Вселенной было получено совершенно независимым методом, основанным на наблюдении гравитационного линзирования. В Берлине Шерри Сую из Института астрофизики имени Макса Планка (Германия) уже упоминала этот результат, но теперь он был подкреплен статьей, поданной в журнал Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, которая была впоследствии опубликована в октябре 2020 года5. По словам авторов, в ситуации возрастания несоответствия между [оценками, основанными на данных для] ранней и поздней Вселенной необходимо рассмотреть возможные альтернативы стандартной плоской ΛCDM-модели. Это может привести к смене парадигмы в современной космологии, и для последовательной интерпретации всех имеющихся наблюдательных данных может потребоваться новая физика».

Подход Сую основан на использовании процесса линзирования, рассмотренного в главе 13. Как вы помните, под действием тяготения расположенного на луче зрения массивного объекта вроде огромной эллиптической галактики луч света от далекого квазара может разделиться, породив несколько изображений. При этом изменения блеска у разных изображений происходят в разное время, потому что время, затраченное светом на путь от квазара до нас, разное для разных изображений. Так что если у какого-то из изображений квазара наблюдается определенная картина мерцаний, то та же самая картина (последовательность) будет наблюдаться и у другого изображения того же квазара, правда (обычно) с запаздыванием на пару месяцев. По этому времени запаздывания – в сочетании с точной моделью распределения массы в расположенной между нами и квазаром гравитационной линзе – можно рассчитать длину пройденного светом пути для каждого из изображений. Если еще и измерить красное смещение изображений квазаров, то из полученной совокупности данных можно вывести значение постоянной Хаббла с точностью несколько процентов.

В рамках возглавляемого Сую международного проекта H0LiCOW (H0Lenses in COSMOGRAIL’s Wellspring) отслеживались изменения блеска шести гравитационно-линзированных квазаров, и на основании этих наблюдений для постоянной Хаббла была получена оценка 73,3 км/с/Мпк с точностью 2,4 % – почти в идеальном согласии со значением, полученным группой SH0ES. Статистическая значимость отличия совокупности этих двух оценок от меньшей «космологической» оценки 67.4 км/с/Мпк превышает 5 сигма (статистическая достоверность – 99,99994 %), а это значит, что вероятность того, что это различие вызвано случайными ошибками, меньше одной 3,5-миллионной.

При использовании ряда других методов определения расстояний до галактик, несмотря на их меньшую точность, тоже получаются большие значения постоянной Хаббла, которые оказываются близкими к оценкам Рисса и Сую. Из представленных в Санта-Барбаре астрофизических результатов только полученная Фридман оценка не сходилась с остальными. Эта оценка основана на использовании в качестве стандартных свечей ярчайших красных гигантов галактики. Метод этот, впервые примененный Фридман, дает для параметра H0 значение 69,6 км/с/Мпк, что значительно меньше других оценок, но все же за пределами погрешности оценок, основанных на ΛCDM-модели6.

И что же нам делать с противоречивыми значениями оценок постоянной Хаббла? Чему же она равна – около 74,0 км/с/Мпк, как получается у Рисса, Сую и других, или 67,4 км/с/Мпк, как следует из данных наблюдений реликтового излучения? В репортаже о конференции в Санта-Барбаре для Quanta Magazine журналистка Натали Волховер цитирует слова Рисса: «Я знаю, что это называется “несогласованностью постоянной Хаббла”, но можем ли мы назвать это проблемой?» На что специалист по физике элементарных частиц лауреат Нобелевской премии 2004 года Дэвид Гросс отвечает: «Это следует называть не несогласовнностью или проблемой, а скорее кризисом»7.

Но дело в том, что несогласованность Хаббла (или проблема, кризис, да неважно, как это называть) – это еще не все. Вселенная не просто расширяется быстрее, чем предсказывает конкордантная космологическая модель, она еще, согласно наземным наблюдениям, слишком однородна.

С самого Большого взрыва и наперекор всеобщему расширению пустого пространства вещество под действием гравитации собиралось на «каркасе», из которого со временем образовалась «паутина» гигантских скоплений и сверхскоплений галактик, перемежаемых огромными пустыми войдами [26]. Этот неоднородный, клочковатый характер распределения галактик проявился уже на самых первых трехмерных картах Вселенной. В частности, наша собственная Галактика является членом так называемой Местной группы, расположенной на окраине гигантского сверхскопления, ядром которого является скопление галактик в Деве. В идеально однородной Вселенной не может быть никаких концентраций галактик.

Но карты распределения галактик показывают нам только лишь «скучивание» барионной материи. Согласно космологической модели ΛCDM, барионная материя скапливается преимущественно в местах максимумов плотности, подобно белой пене на гребнях самых высоких морских волн. Трехмерная карта распределения галактик не дает представления о том, насколько в действительности однородна или клочковата наша Вселенная, и не годится для сравнения с предсказаниями теории. Для этого нужна карта пространственного распределения темной материи.

Один из способов ее построения состоит в измерении «космического сдвига». Этот эффект уже мимоходом упоминался в главе 13 и состоит в очень слабом искажении формы многих галактик, вызванном слабым гравитационным линзированием на неоднородном распределении материи – как видимой, так и темной – в нашей Вселенной. Измерение космического сдвига – трудная задача, для решения которой требуются обзоры с большим охватом, и при этом очень глубокие, чтобы обнаруживать слабые источники на обширных участках небесной сферы. К тому же наблюдения должны проводиться на нескольких длинах волн для возможности определения красных смещений и соответствующих им расстояний до слабых галактик. Наконец, следует учесть множество всевозможных систематических ошибок.

Несмотря на многочисленные препятствия и проблемы, за это дело принялись целых три международные исследовательские группы. Они вооружились самыми большими цифровыми камерами и на протяжении многих лет пристально наблюдали за миллионами или даже десятками миллионов далеких галактик на огромных участках небесной сферы.

Первой такой программой стал «Килоградусный обзор» (Kilo-Degree Survey, KiDS), выполненный на Европейской южной обсерватории на горе Серро-Параналь в Чили под руководством астронома Коэна Кёйкена из Лейденского университета, с которым мы уже познакомились в главе 38. Наблюдения велись на 2,6-метровом телескопе VLT с помощью 268-мегапиксельной камеры OmegaCAM. Обзор KiDS был начат в 2011 году, а программа наблюдений была завершена в середине 2019-го и охватила почти 4 % всего неба с невероятной степенью детальности.

В 2013 году был начат «Обзор темной энергии» (Dark Energy Survey, DES), целью которого является охват почти одной восьмой