31.05.2019. - Профессор рассказал об астрофизике будущего

Профессор рассказал об астрофизике будущего

Астрономия и астрофизика сейчас развиваются очень быстрыми темпами. Эффекты, о которых еще несколько лет назад все говорили как о сугубо теоретических, уже становятся доступными прямому наблюдению. Пожалуй, наиболее громкий и явный пример последних лет — детектирование гравитационных волн от слияния далеких черных дыр. Один только апрель этого года подарил сразу несколько ярких открытий, о которых рассказывали и «Элементы»: достаточно назвать получение первой «фотографии» черной дыры в галактике M87. Об этих результатах и о том, как будет развиваться астрономия в обозримом будущем, мы побеседовали с Абрахамом Лёбом — одним из самых авторитетных американских астрофизиков, главой Астрономического отделения Гарвардского института, основателем Инициативы по изучению черных дыр и председателем Совета по физике и астрономии Национальных академий наук США.

В последнее время с небес буквально сыплется дождь астрономических и астрофизических открытий. 1 апреля возобновили работу модернизированные лазерные детекторы гравитационных волн LIGO и Virgo, с которых сразу стали приходить интереснейшие сообщения (см.: Открыт новый сезон охоты за гравитационными волнами, «Элементы», 09.04.2019). Так, 8, 12 и 21 апреля они зафиксировали три всплеска космического гравитационного фона, которые интерпретируют как потенциальные индикаторы слияния черных дыр. 25 апреля был отловлен хороший кандидат на гравитационную подпись столкновения нейтронных звезд в 150 мегапарсеках (около 500 миллионов световых лет) от нашей Галактики — вторую за время работы этих детекторов и первую с августа 2017 года (о первом таком событии читайте в статье Сергея Попова Зафиксировано слияние нейтронных звезд!). Правда, на этот раз за регистрацией не последовало подтверждающих наблюдений ни в одном диапазоне электромагнитных волн, что можно объяснить удаленностью события (первое слияние нейтронных звезд случилось в 130 миллионах световых лет от Млечного Пути). Однако спектр гравитационно-волнового цуга хорошо соответствует тому, который должен иметь место при слиянии нейтронных звезд с последующим образованием черной дыры.

На этом апрельские сюрпризы не закончились. 26 числа появились сенсационные сообщения о возможном гравитационном следе поглощения черной дырой нейтронной звезды на расстоянии 375 мегапарсек от нас. Правда, этот вывод пока не окончательный, тем более что и на сей раз электромагнитный хвост события не обнаружен (возможно, тоже из-за огромного расстояния). Не исключено, что это было столкновение нейтронных звезд или даже ложный сигнал — время покажет. Тем не менее члены обеих коллабораций не теряют оптимизма. И все эти открытия были сделаны в течение месяца! Не случайно профессор Трентского университета в Италии Джованни Проди (Giovanni Prodi), который координирует обработку данных с детектора Virgo, назвал этот апрель несравненным месяцем для науки.

Наверное, здесь необходимы разъяснения. Общая численность звездной популяции нашей Галактики точно не известна, но скорее всего она лежит в диапазоне 200–300 миллиардов. Данные рентгеновской астрономии показывают, что Млечный Путь содержит приблизительно миллиард нейтронных звезд и 300 миллионов черных дыр. Казалось бы, этого вполне хватает, чтобы они сталкивались достаточно часто. Однако реально такая судьба ожидает лишь тесные пары нейтронных звезд и/или черных дыр, которые быстро теряют кинетическую энергию из-за излучения гравитационных волн и сближаются по спиральным траекториям. Хотя звездные бинарные системы весьма типичны, пары с участием нейтронных звезд и черных дыр встречаются редко. Для нашей Галактики расчетная частота слияний черных дыр составляет два случая на миллион лет, а нейтронных звезд — не более (а скорее — менее) десяти случаев. Так что неудивительно, что события, обнаруженные гравитационными детекторами, имели место в других галактиках, подчас весьма далеких.

Надо сказать, что природа сильно помогла астрономам. Все установки, которые получают из космоса информацию посредством электромагнитных волн, реагируют на яркость излучения (на квантовом языке — плотность фотонов). С увеличением дистанции эта плотность падает обратно пропорционально квадрату расстояния от источника. Гравитационные интерферометры, напротив, регистрируют изменения геометрии пространства, которые зависят от амплитуды волн тяготения. Конечно, она тоже уменьшается с расстоянием, но только линейно. Кроме того, гравитационные волны, в отличие от электромагнитных, не рассеиваются на межзвездной среде. Именно поэтому детекторы LIGO и Virgo способны отлавливать сигналы от событий, которые произошли более чем в миллиарде световых лет от нашей Галактики. Ожидается, что в начале 2020-х годов после увеличения их чувствительности и вступления в строй японской установки KAGRA радиус гравитационной прослушки Вселенной возрастет настолько, что ежегодное число зарегистрированных сигналов достигнет тысячи.

Апрельские сюрпризы не ограничились новостями гравитационной астрономии. Были нашумевшие сообщения о первом симулированном изображении окрестностей сверхмассивной черной дыры (Черная дыра галактики M87: портрет в интерьере, «Элементы», 14.04.2019) и открытии в одной из планетарных туманностей ионов гидрида гелия, с которых на заре существования Вселенной началась космическая химия (Гидрид гелия — первая молекула во Вселенной — образуется в космосе и сейчас, «Элементы», 22.04.2019). И — совсем уж на сладкое — 1 мая астрофизики из Колумбийского и Флоридского университетов сообщили в журнале Nature, что металлы семейства актиноидов появились в Солнечной системе благодаря слиянию пары нейтронных звезд (Тяжелые элементы попали в Солнечную систему из слившихся за 80 млн лет до ее образования нейтронных звезд, «Элементы», 24.05.2009). Оно произошло примерно в тысяче световых лет от предсолнечной газопылевой туманности за 80 миллионов лет до того, как из нее образовались Солнце и планеты.

В начале мая я обсудил достижения и перспективы современной науки о Вселенной с одним из наиболее авторитетных американских астрофизиков Абрахамом (в неформальном общении — Ави) Лёбом (Abraham (Avi) Loeb). Мы познакомились много лет назад, когда он был «всего лишь» профессором физики Гарварда. Сейчас он глава астрономического отделения этого прославленного университета, директор Института теории и вычислений (Institute for Theory and Computations, ITC), директор-основатель Инициативы по изучению черных дыр (Black Hole Initiative), председатель Совета по физике и астрономии Национальных академий наук США (Board on Physics and Astronomy of the National Academies). Вот мои вопросы и его ответы.

— Ави, все мы оказались свидетелям революционных перемен в астрономии и астрофизике. Во введении к нашей беседе я в качестве иллюстрации перечислил последние сообщения с гравитационных детекторов. Ты согласен с такой оценкой?

— Вполне согласен. Мы и в самом деле живем в замечательное время, которое приносит нарастающий поток интереснейших открытий. Признаюсь, что в качестве специалиста по теоретической астрофизике я поспособствовал кое-каким прорывам. Так, несколько лет назад мы с коллегами в ряде статей проанализировали возможность построения изображения окрестностей черной дыры в ядре галактики М87. Теперь, как известно, его удалось получить методами компьютерного анализа результатов наблюдений нескольких радиотелескопов в рамках проекта Event Horizon Telescope. Прогремевшая на весь мир картинка, опубликованая не только в научных изданиях, но и на первых полосах газет, вполне соответствует нашему предсказанию.

Что касается гравитационной астрономии, не могу не вспомнить забавный случай. Лет пять назад я прочел на зимней школе лекцию для студентов и аспирантов, посвященную перспективам детектирования гравитационных волн для астрономии и астрофизики. Минут через десять после начала меня прервал другой лектор, спросивший, почему я трачу время молодых слушателей на обсуждение вопросов, которые нисколько не помогут успеху их научных карьер. Ровно через два года, в феврале 2016-го, члены коллаборации LIGO сообщили о первом гравитационном детектировании столкновения черных дыр! А ведь мой оппонент был сравнительно молодым человеком! Кстати, это еще раз показывает, что научный консерватизм не обязательно связан с возрастом.

Бывают курьезы и покруче. Во время подготовки проекта LIGO его главным теоретиком был профессор Калтеха Кип Торн, который в позапрошлом году получил за него Нобелевскую премию (совместно с Райнером Вайссом и Барри Бэришем, см.: Нобелевская премия по физике — 2017, «Элементы», 13.10.2017). В 1973 году Торн, Чарльз Мизнер и Джон Арчибальд Уилер опубликовали фундаментальный труд «Гравитация», который четыре года спустя появился и на русском языке. Среди содержащихся там задач, есть такая: доказать, что лазерные системы не подходят для детектирования гравитационных волн.

— Можно ли сказать, что создание установок для регистрации гравитационных волн стало важнейшим шагом после становления астрономии всеволновых электромагнитных наблюдений во второй половине двадцатого века?

— Конечно. Причем возможности гравитационных детекторов сильно расширяются, если их удается использовать параллельно с детекторами фотонных и нейтринных сигналов, которые тоже распространяются в космическом пространстве со скоростью света. И такое использование уже стало реальностью. Буквально на наших глазах всего за три года возникла новая астрономия, которую называют многоканальной1. Так что революционные перемены, о которых ты говорил, действительно имеют место.

— Но ведь в новейшей астрономии, помимо столь быстро обретенной многоканальности, есть еще немало интересного?

— Всего и не перечислить. Например, в последние годы мы сильно улучшили понимание механизмов возникновения первых звезд и формирования первых галактик. Теперь мы точно знаем, что эти звезды были чрезвычайно горячими и потому интенсивно светили в ультрафиолетовом диапазоне. Перед их появлением практически весь водород в космическом пространстве существовал в форме нейтральных атомов и молекул. Ультрафиолетовые кванты разбивали атомы водорода на электроны и протоны — этот процесс называется вторичной ионизацией. Он способствовал росту, а затем и слиянию галактик и появлению в космосе крупных и сверхкрупных структур — исполинских галактик и галактических скоплений.

Вторичная ионизация закончилась, когда Вселенной исполнился примерно миллиард лет. Тонкие детали ее эволюции на этой стадии еще предстоит выяснить. В решении этой задачи очень полезен спектральный анализ фотонов, которые в те времена излучали атомы водорода при спонтанном изменении взаимной ориентации спинов протона и электрона. Когда она меняется скачком от параллельной к антипараллельной, излучается фотон с частотой 1,42 гигагерц, что соответствует2 длине волны 21,1 см. Хотя в отдельных атомах такие переходы происходят очень редко, в галактических масштабах мощность излучения нейтрального водорода отнюдь не мала. Поэтому распределение водорода в межзвездном пространстве можно эффективно мониторить с помощью радиотелескопов.

Очень важно, что такие наблюдения позволяют отслеживать эволюцию Вселенной. Из-за космологического красного смещения радиоизлучение далеких галактик сдвинуто в сторону больших длин волн, причем тем сильнее, чем раньше они возникли. Сканируя это излучение на разных длинах волн, можно получить временные срезы распределения нейтрального водорода в космическом пространстве. Это направление исследований называется «космологией 21-го сантиметра», twenty-one centimeter cosmology.

Сейчас создаются детекторы радиоволн нового поколения. Когда они вступят в строй, мы сможем еще дальше углубиться в раннюю историю Вселенной.

У многоканальной астрономии есть еще одно измерение — нейтринное. Если говорить о Большом Космосе, то оно самое новое. Солнечные нейтрино были впервые обнаружены еще полвека назад и с тех пор интенсивно изучаются. В феврале 1987 года были детектированы нейтрино, рожденные взрывом сверхновой звезды SN 1987A в Большом Магеллановом облаке, спутнике нашей Галактики. Расстояние до этой звезды по космическим меркам очень невелико, всего-навсего 170 тысяч световых лет. А вот в сентябре 2017 года был зарегистрирован нейтринный сигнал, который с хорошей вероятностью удалось связать с активностью квазара, удаленного от нас почти на 4 миллиарда световых лет. Его поймала обсерватория IceCube, расположенная в Антарктиде на Южном полюсе. Этот многообещающий результат можно считать началом внегалактической нейтринной астрономии3.

И наконец, современная астрономия всё больше и больше занимается поисками внеземной жизни. Число известных экзопланет сейчас измеряется четырьмя тысячами и постоянно растет. Данные космической обсерватории «Кеплер» позволяют предположить, что примерно четвертая часть этих планет может быть пригодна для органической жизни. Наши аппаратные возможности позволяют искать следы бактериальной жизни по их проявлению в химическом составе планетных атмосфер. Об этом может свидетельствовать наличие кислорода и метана, но это отнюдь не единственные признаки. И я надеюсь, что скоро мы приступим к серьезному поиску разумной жизни. Правда, эта тема пока еще находится вне интересов мейнстримной астрономии, но времена меняются.

Раз уж мы об этом заговорили, нельзя не упомянуть первое в истории астрономии наблюдение небесного тела, которое вынырнуло из межзвездного пространства, прошло мимо Солнца и покинуло Солнечную систему. Это астероид 1I/Оумуамуа, открытый в октябре 2017 года. Он очень сильно вытянут в длину, что крайне необычно для астероидов Солнечной системы. К тому же он очень быстро вращается и имеет немало других странных свойств.

Оумуамуа был замечен, уже когда он удалялся от Солнца. Однако вполне возможно, что в гравитационном плену Солнечной системы удерживаются тысячи небесных тел аналогичного происхождения, потерявших часть кинетической энергии из-за гравитационных взаимодействий с планетами, главным образом с Юпитером. Совсем недавно мы с моим студентом Амиром Сираджем (Amir Siraj) опубликовали в Astrophysical Journal статью, где обсуждаются возможности поиска таких объектов. Алексей, ты представляешь, как было бы здорово найти и изучить небесное тело межзвездного происхождения! И это уже не пустые спекуляции!

— Ави, из твоих слов я понял, что замечательные перемены в науке о Вселенной сейчас явно ускоряются — как и сама Вселенная. Что скажешь?

— А ведь и правда! Отличная аналогия.

— Но ты ведь не только исследователь, но еще и наставник студентов и аспирантов, а также организатор и администратор, причем высокого ранга. Тебе это не мешает в основной работе?

— К счастью, мне пока хватает времени и на науку, и на преподавание. Что до прочих обязанностей, то они помогают видеть и понимать те перемены, о которых мы с тобой говорили. И не только понимать, но и способствовать тому, чтобы они состоялись, иначе говоря, повышать эффективность научных исследований.

Но есть еще один момент. Для меня работа в науке — это способ удовлетворять собственное любопытство, как ни банально это звучит. Это возможность задаваться вопросами об устройстве мироздания, искать и находить ответы, учить других и учиться самому. А в своих административных ресурсах я прежде всего вижу средство увеличить эффективность коллективных исследований и помочь молодежи успешно работать на научном поприще. Я пытаюсь поддерживать и поощрять внутринаучную культуру, основанную на уважении к независимому мышленнию, доверии к творческим инициативам и отсутствии страха перед рискованными проектами. И эту часть своей работы я считаю крайне важной.

А что до эффективности науки, вот лишь один пример. Тебе, конечно, известно имя астронома Отто Струве?

— Разумеется. Как и его российские корни. Он ведь родился и учился в Харькове, где его отец был университетским профессором и директором астрономической обсерватории.

Один из крупнейших астрофизиков прошлого века Отто Людвигович Струве принадлежит замечательной научной династии, занимающей почетное место в истории науки о Вселенной. Ее основал профессор Дерптского университета Василий Яковлевич Струве — инициатор создания Пулковской обсерватории и ее первый директор. Его правнук Отто выполнил фундаментальные исследования в области звездной спектроскопии. Он был профессором Чикагского университета, руководителем астрономического отделения Калифорнийского университета в Беркли, директором трех оптических обсерваторий и Национальной радиоастромической обсерватории.

— Я и не сомневался. Так вот, в начале 1950-х годов Струве проделал очень интересный мысленный эксперимент. Он задумался, что было бы, если бы орбита Юпитера располагалась неподалеку от Солнца. Струве пришел к выводу, что в этом случае Юпитер своим притяжением вызывал бы периодические колебания движения Солнца по его внутригалактической траектории. В принципе, их можно было бы заметить с межзвездных дистанций с помощью спектроскопической аппаратуры. Мы теперь понимаем, что он указал путь к открытию массивных внесолнечных планет, обращающихся вблизи своих звезд. Именно таким способом профессор астрономии Женевского университета Мишель Мэйор и его аспирант Дидье Келоз в 1995 году обнаружили первую планету, обращающуюся вокруг обычной звезды. И вскоре метод доплеровской спектроскопии звездного излучения стал мощным оружием для охоты за экзопланетами.

Всё это произошло уже в наше время. Но ведь в течение сорока лет после предложения Струве на такие наблюдения не давали телескопного времени! Сейчас известно, что околозвездные массивные планеты, так называемые горячие Юпитеры, очень распространены в нашей Галактике. Однако тогдашние астрономы полностью исключали даже теоретическую возможность их существования. Они доверяли стандартной модели планетогенеза, из которой следовало, что при формировании Солнечной системы Юпитер, как и другие планеты-гиганты, просто не мог стать близким спутником Солнца. Они рассуждали вполне рационально: открытие невозможно, зачем тратить ценное время телескопических наблюдений, чтобы в этом убедиться? Если бы авторитетные астрономы в те времена допустили, что эта модель не универсальна, горячие Юпитеры могли бы быть открыты много раньше.

Эта история — хороший пример, как консерватизм и неумеренная вера в авторитеты мешают даже компетентным ученым допустить реальность чего-то, что еще не удалось наблюдать. Я вижу в этом одну из главных причин снижения эффективности науки и в качестве научного менеджера всячески стараюсь ей противодействовать.

— Ави, таких случаев великое множество, и не только в астрономии.

— Натурально. Все знают, что сейчас детектирование гравитационных волн — это самый-самый передний край астрофизики. Но мои коллеги и учителя годами с полной убежденностью утверждали, что подобные эксперименты — бесполезная трата сил и денег. Так что, повторяю, я вижу свою задачу в том, чтобы помогать ученикам и коллегам мыслить широко и непредвзято, быть открытыми новым идеям. Этому нас учит вся история науки.

Отношение современников к работе Отто Струве вызывает в памяти другой подобный случай в точности из того же времени. На рубеже 1940–1950-х годов американский генетик Барбара Мак-Клинток на примере кукурузы доказала существование в геноме мобильных элементов, которые позднее были названы транспозонами, или прыгающими генами. Сейчас эта работа считается одним из величайших открытий в генетике, однако в то время она была встречена полным молчанием либо откровенной враждебностью. Ее значение было признано только в конце 1960-х годов, а в 1983 году Барбара Мак-Клинток получила за нее Нобелевскую премию. При этом она, как и Струве, в середине прошлого века уже была ученым с международной репутацией и огромным авторитетом в своей области. Это показывает, что даже высокий статус исследователя не гарантирует быстрого признания его открытий, если они сильно противоречат взглядам, которые на тот момент доминируют в профессиональной среде.

— Ави, ты заговорил о деньгах. Иногда приходится слышать, что современная астрономия и астрофизика стали слишком дорогим предприятием. Так ли это?

— Нет, не думаю. Моя наука, даже в ее нынешнем продвинутом состоянии, это всё же не физика элементарных частиц. Вот там действительно новые ускорители обходятся в миллиарды долларов, причем никто не может гарантировать, что полученные результаты оправдают такие бюджеты. А вот мы добиваемся фундаментальных результатов даже при умеренных ассигнованиях. Нужно просто быть умным и изобретательным. Выражаясь фигурально, скажу, что в моей области без больших затрат выращивают множество прекрасных цветов. Конечно, и у нас есть многомиллиардные проекты — прежде всего, создание и запуск гигантского Космического телескопа имени Джеймса Уэбба, который сейчас планируется на 2021 год. Однако же — и в отличие от физики элементарных частиц! — можно с успехом работать на самом переднем крае астрономии и астрофизики, располагая относительно скромными бюджетами. Возьмем, например, мониторинг реликтового микроволнового излучения космической обсерваторией WMAP или картирование небосвода с помощью гравитационного микролинзирования. Эти проекты принесли фундаментальные результаты при весьма умеренных затратах.

Конечно, наши бюджеты зависят от того, в какой мере общество и его политические лидеры готовы поддерживать науку о Вселенной. Но каковы бы ни были наши ресурсы в будущем, мы всегда найдем возможность с толком их использовать в интереснейших исследовательских проектах. Вот в этом я уверен.

— Ави, теперь давай перейдем к конкретике. Возьмем хотя бы такой ключевой для космологии и астрофизики вопрос, как численное значение параметра Хаббла, который определяет темп расширения Вселенной. Пару десятилетий назад считалось, что оно известно достаточно точно, а теперь эта уверенность сильно поколеблена. Что ты об этом думаешь?

Хотя параметр Хаббла по традиции и называют константой (см. The Hubble constant), на самом деле он зависит от времени. Астрофизики обычно оперируют его современным значением, которое обозначается H0. В конце 1920-х годов Эдвин Хаббл вычислил эту величину на основе спектрального анализа гигантских переменных звезд из семейства цефеид, принадлежащих двум дюжинам галактик в окрестностях Млечного Пути. К тому времени было известно, что абсолютная светимость цефеид хорошо коррелирует с периодами изменения их видимой яркости, которые нетрудно измерить. Это позволяет использовать цефеиды в качестве так называемых стандартных свечей (standard candles). Если видимая яркость цефеиды и ее абсолютная светимость известны, то можно с неплохой точностью определить расстояние до этой звезды — а следовательно, и до содержащей ее галактики.

Зная красные смещения света таких звезд и считая, что они, согласно принципу Доплера, определяются радиальными скоростями их удаления от Млечного Пути, Хаббл и его ассистент Милтон Хьюмасон пришли к выводу, что эти скорости с хорошей достоверностью пропорциональны расстояниям до самих галактик. Полученный ими коэффициент пропорциональности и был назван постоянной Хаббла (Hubble constant). Хаббл и Хьюмасон пришли к выводу, что он равен 530–550 км/с на мегапарсек.

Правда, это значение оказалось многократно завышенным. Хаббл сделал несколько вполне простительных для своего времени ошибок, которые привели к тому, что он сильно недооценил дистанции до наблюдавшихся галактик. Например, Хаббл не знал, что существуют две популяции цефеид с разными отношениями между периодом и светимостью. Эту неточность исправил в середине XX века Вальтер Бааде, что сразу позволило вдвое снизить значение H0. Позже выяснилось, что Хаббл принял несколько областей космического пространства, заполненных ионизированным водородом, за яркие звезды. Наконец, Хаббл не смог (фактически даже и не пытался) выявить статистическую погрешность своих вычислений.

Во второй половине XX века значение H0 не раз уточняли на основе использования стандартных свечей — не только цефеид, но и сверхновых звезд типа Ia. Их пиковая светимость мало меняется от звезды к звезде, особенно в ближней инфракрасной зоне. Более того, существует сильная корреляция между светимостью и ее уменьшением в первые месяцы после взрыва. А поскольку мощность излучения этих сверхновых на шесть порядков выше, чем у цефеид, они могут работать стандартными свечами на дистанциях не в миллионы, а в миллиарды световых лет.

К началу нашего столетия сформировался консенсус по отношению к численной величине H0. Всё говорило за то, что она лежит в диапазоне 70–75 км/с на мегапарсек, причем скорее всего ближе к его середине. Самые свежие результаты использования метода стандартных свечей были опубликованы 7 мая в Astrophysical Journal Адамом Риссом (Adam G. Riess) и членами его группы. Анализ наблюдений семидесяти длиннопериодических цефеид из Большого Магелланова Облака на Космическом телескопе имени Хаббла в сочетании с информацией, полученной другими группами астрофизиков, привел их к выводу, что H0 = 74,03 ± 1,42 км/с на мегапарсек.

В чем же проблема? Дело в том, что недавно появился еще один способ определения H0, основанный на анализе спектров микроволнового реликтового излучения. Не вдаваясь в детали, скажу только, что он заметно снизил численное значение параметра Хаббла. Эта коррекция выявилась уже при анализе информации, полученной с космического зонда WMAP, и окончательно определилась после запуска европейского космического аппарата «Планк». В марте 2013 года были опубликованы результаты анализа данных, собранных за первые 15 месяцев его работы. «Планковское» значение коэффициента Хаббла, откорректированное с учетом «уилкинсоновских» данных, составило 67,3 км/с на мегапарсек. Вскоре появились и другие оценки, основанные на анализе реликтового излучения в комбинации с дополнительными источниками космологической информации. Все они лежат в диапазоне 67–68 км/с на мегапарсек. Столь заметная разница между результатами применения двух вроде бы вполне надежных методов создала контроверзу, которая получила название H0 tension, в вольном переводе — «напряженка со значением H0».

Это противоречие интерпретируют по-разному. Можно допустить, что существуют еще неучтенные систематические ошибки в тех или иных способах определения H0, которые и служат причиной «напряженки». Это самое простое и безобидное объяснение: такие ошибки в принципе можно найти и устранить. Но нельзя исключить, что Вселенная устроена сложнее, чем допускает ее стандартная космологическая модель, — например, что она может быть не столь однородна и/или не столь изотропна. Наконец, можно даже предположить, что описание Вселенной на основе общей теории относительности не вполне адекватно и нуждается в коррекции. Вот об этом я и спросил Ави Лёба.

— Алексей, это очень непростая проблема, и обсуждать ее можно долго. Если не вдаваться в технические детали, то мое мнение таково: мы до сих пор не вполне понимаем масштабные линейки, которые применяем для оценки расстояний в ближней части Вселенной. Это относится и к использованию цефеид, и особенно к использованию сверхновых типа Ia в качестве стандартных свечей. Мы ведь все еще не знаем, какова их природа. Раньше считалось, что это белые карлики, вспыхнувшие в результате аккреции вещества с соседних звезд. Теперь мы допускаем, что некоторые сверхновые этого типа загораются вследствие столкновения пары белых карликов. Кроме того, пока не известны некоторые важные детали взрывных процессов, которые и порождают эти сверхновые. Такое положение дел чревато риском возникновения погрешностей в определении космических дистанций, которые могут достигать десяти процентов.

Ты спросишь, какой из методов заслуживает наибольшего доверия? В этом вопросе я полностью на стороне планковских данных. Их анализ основан на очень простой и в то же время фундаментальной физике, которая, как мы уверены, работала на ранней стадии существования Вселенной.

Конечно, мою точку зрения можно оспорить. Команда Рисса утверждает, что их оценка H0 верна с возможной погрешностью менее двух процентов. Если это действительно так, H0 не может быть меньше 72 км/сек на мегапарсек, что примерно на 6 процентов превышает планковское значение. Но я не думаю, что они устранили все возможные источники ошибок в определении дистанций до наблюдавшихся цефеид. А раз так, вопрос остается открытым.

Конечно, ситуация не безвыходная. Я надеюсь, что со временем появятся способы независимого и достаточно точного определения межгалактических дистанций. Это позволит заново определить значение H0 и, возможно, даже поможет найти скрытые причины прежних неточностей в калибровке дистанций. В частности, для этого можно воспользоваться показаниями детекторов, регистрирующих гравитационные волны, возникшие при слиянии нейтронных звезд.

— Ты имеешь в виду метод стандартных сирен?

— Вот именно.

Этот метод был впервые предложен в заметке профессора Кардиффского университета Бернарда Шутца (Bernard F. Schutz), опубликованной в сентябре 1986 года в журнале Nature. Шутц отметил, что интерферометрические детекторы космических гравитационных волн, возникших при столкновении нейтронных звезд, зарегистрируют средние амплитуды этих волн и их частотные характеристики. Те и другие элементарно вычисляются (для любителей точности, в квадрупольном приближении) на основе уравнений ОТО. Я не стану приводить соответствующие формулы, хотя они очень просты. Достаточно сказать, что расстояние до звезд входит лишь в формулу для усредненной амплитуды, которая, как было сказано выше, ему обратно пропорциональна. Кроме того, обе формулы содержат некоторую функцию масс сталкивающихся звезд, причем, что самое главное, одну и ту же. Так что, измеряя на интерферометрах амплитуды и частотные характеристики гравитационных сигналов, можно определить расстояния до столкнувшихся нейтронных звезд любой массы. Это позволяет осуществить абсолютную калибровку космических дистанций, которая не зависит от каких-либо конкретных моделей физических процессов и покоится лишь на фундаменте ОТО.

Конечно, это только общая идея метода, который позднее был развит и детализирован и самим Шутцем, и другими учеными. В опубликованное в 2005 году статье Дэниела Хольца (Daniel Holz) и Скотта Хьюза (Scott Hughes) он был назван методом стандартных сирен — по очевидной аналогии с методом стандартных свечей. Авторы отметили, что термин подсказали им коллеги — Стерл Финни (Sterl Phinney) и Шон Кэрролл (Sean Carroll). Название привилось.

Метод стандартных сирен был опробован после того, как детекторы LIGO и Virgo зарегистрировали первое столкновение нейтронных звезд. Тогда погрешность в определении дистанции оказалась очень большой, приблизительно 15%. Однако ученые полагают, что через пять лет можно будет определять расстояния с двухпроцентной ошибкой.

— И как ты его оцениваешь?

— Метод стандартных сирен чрезвычайно перспективен, мы от него многого ожидаем. Нужно только подождать, когда он обеспечит большую точность. Кстати, для измерения расстояний можно использовать и наблюдения за черными дырами. Это будет еще один независимый способ калибровки дистанций в сотни миллионов и даже миллиарды световых лет. Так что разногласия с определением значения H0 со временем будут устранены.

— Ави, напоследок расскажи об Инициативе по исследованию черных дыр.

— Вот об этом — с удовольствием. Это сейчас единственный в мире центр, который целиком и полностью занимается черными дырами. Ему всего лишь три года. Он начал работать в 2016 году, причем его открытие почтил своим посещением Стивен Хокинг. Мы решили собрать вместе многих специалистов, интересующихся этим предметом, — астрономов, математиков, физиков и даже философов. Я сначала опасался, что наши встречи будут чем-то вроде вавилонского столпотворения, но этого не случилось. Через несколько месяцев мы все притерлись друг к другу и нашли общий язык. Центр финансируется за счет трехлетнего гранта — надеюсь, что его продлят.

Наша работа уже дала результаты в виде того самого портрета сверхмассивной черной дыры в галактике М87, о котором мы с тобой говорили. Члены коллаборации Event Horizon Telescope работают в тесном контакте с нашим центром. Так что знаменитый портрет — в каком-то смысле и наш ребенок.

Хочу отметить также, что рабочие дискуссии на встречах участников нашей Инициативы оказались очень плодотворными во многих отношениях. Они даже подвигли меня на написание статьи для философского журнала, а этого я не делал никогда в жизни.

— С удовольствием прочту. А пока спасибо за замечательное интервью.

— И тебе спасибо. Надеюсь, что у нас будет еще немало интересных бесед.

Публикация беседы с Ави Лёбом совпадает по времени с очень важной датой в истории как физики, так и науки о Космосе. Ровно 100 лет назад, 29 мая 1919 года, две экспедиции британских астрономов провели наблюдения за полным солнечным затмением, тень от которого прошла через Атлантику узкой полосой от Южной Америки к Западной Африке. В ходе этих наблюдений, сделанных в бразильском поселке Собраль и на острове Принчипе в Гвинейском заливе, были обнаружены очень малые смещения видимого положения нескольких звезд, расположенных на небосводе вблизи солнечного диска. Наличие таких смещений и их численные величины неплохо (естественно, с учетом ошибок измерений) соответствовали предсказанному Эйнштейном эффекту отклонения световых (или любых электромагнитных) волн в поле тяготения Солнца. Это было первое подтверждение обнародованной в ноябре 1915 года эйнштейновской теории тяготения, полученное на основе новой (а не уже накопленной, как в случае с вращением перигелия Меркурия) астрономической информации (см. Столетие ОТО, или Юбилей «Первой ноябрьской революции», «Элементы», 25.11.2015).

Обе экспедиции были посланы в основном благодаря настойчивости профессора астрономии и экспериментальной философии Кембриджского университета Артура Стенли Эддингтона, который заручился поддержкой Королевского астронома Фрэнка Дайсона. Эддингтон сам и возглавил гвинейскую экспедицию; главой бразильской команды стал гринвичский астроном Чарльз Дэвидсон. Всё предприятие обошлось английской казне в 1100 фунтов — не так уж много за столь фундаментальные достижения.

История обеих экспедиций описана и прославлена во множестве книг и статей. Однако куда менее известно, что астрономы и до того пытались проверить эйнштейновское предсказание звездных смещений — правда, сделанное гораздо раньше. В 1911 году он уже представил в журнале Annalen der Physik формулу, дающую оценку углового смещения звезд на небесной сфере (точно такой же результат в 1801 году получил и тремя годами позже опубликовал берлинский астроном и математик Иоганн Георг фон Зольднер, который считал свет потоком корпускул, подчиняющихся законам ньютоновской механики). В статье Эйнштейн призвал астрономов проверить величину смещения, вычисленную на основе этой формулы, при наблюдениях звезд, которые появляются вблизи закрытого Луной солнечного диска во время полного солнечного затмения. Скорее всего, эту идею ему предложил Джордж Эллери Хейл, основатель и директор калифорнийской солнечной обсерватории Маунт-Вильсон, чьим мнением Эйнштейн очень дорожил.

Этим призывом Эйнштейн не ограничился. Еще до публикации статьи он вступил в переписку с молодым сотрудником Берлинской обсерватории Эрвином Фрейндлихом, с которым обсудил возможность обнаружить звездные смещения. Фрейндлих воспринял эту идею с большим энтузиазмом и начал ее пропагандировать среди коллег. В октябре 1911 года он заинтересовал ею посетившего Берлин американского астронома Чарльза Диллона Перрайна, который тогда возглавлял Аргентинскую национальную обсерваторию. Перрайн в это время готовил наблюдения полного солнечного затмения, которое должно было наблюдаться в Бразилии ровно через год. Он и стал первым астрономом, который подверг проверке предсказание Эйнштейна.

Однако же Перрайну не повезло. Он развернул свою аппаратуру в городке Кристина на юго-востоке Бразилии. Но в день затмения 10 октября 1912 года там стояла дождливая погода, так что фотографии звезд сделать не удалось. Тем не менее его предприятие оказалось не совсем безуспешным. В Бразилию для участия в наблюдениях прибыли и Дэвидсон, и Эддингтон, который еще не стал профессором и тоже был сотрудником Гринвичской обсерватории. Скорее всего, именно там Эддингтон впервые узнал от Перрайна об эйнштейновском проекте создания новой теории тяготения.

Двумя годами позже в работу включился Фрейндлих. Летом 1914 года он отправился в Крым для наблюдения солнечного затмения 21 августа. Его экспедиция, которую финансировал дипломат и пушечный король Густав Крупп фон Болен, добралась до Феодосии, но с началом Первой мировой войны была задержана российскими властями и в сентябре выслана в Германию.

Тогда же в Россию прибыли американские астрономы — и с той же целью. Это были сотрудники Ликской обсерватории во главе с ее директором Уильямом Кэмпбеллом. Собственно измерения положений звезд были возложены на ассистента Кэмпбела Эбера Кёртиса, впоследствие весьма известного астронома. Американцы, которым, разумеется, никто не мешал, установили свое оборудование в Броварах неподалеку от Киева. Однако во время затмения там шел дождь, так что наблюдения не получились. Тогда же в Минске при отличной погоде работала английская астрономическая экспедиция во главе с Дэвидсоном. Но британцы вели наблюдения за солнечной короной, отклонением звездных лучей они не занимались. Впрочем, от Дэвидсона открытие не ушло: в 1919 году именно его группа получила самые убедительные результаты, подтвердившие вычисления Эйнштейна (экспедиция на остров Принчипе под руководством Эддингтона из-за худших погодных условий сделала то же самое с меньшей достоверностью).

Надо сказать, что во всем этом Эйнштейну крупно повезло. В ноябре 1915 года он показал, что угловое отклонение звездного света вблизи Солнца должно вдвое превышать величину, которая вытекала из его первой (а также зольднеровской) формулы. Именно этот результат четырьмя годами позже удостоверили экспедиции Эддингтона и Дэвидсона. Так что Эйнштейн позже имел полное право утверждать (правда, по другому поводу), что Бог изощрен, но не злонамерен.

Алексей Левин

1 По-английски многоканальная астрономия называется multi-messenger astronomy. См. также статью Новый виток науки о космосе: пришествие многоканальной астрономии и сборник статей «Многоканальная астрономия».

2 Это так называемая радиолиния нейтрального водорода (или линия HII).

3 Об этом читайте в новости Многоканальные наблюдения установили источник высокоэнергетичного нейтрино, зарегистрированного IceCube («Элементы», 17.07.2018).

Источник