Как проверить расширение Вселенной по яркости галактик

Одно из самых замечательных открытий в современной космологии заключается в том, что Вселенная не только расширяется, но и ускоряется. Это означает, что далекие галактики удаляются от нас все быстрее и быстрее, поскольку пространство между ними растягивается. Но как измерить скорость расширения Вселенной и проверить ее достоверность?

Один из способов сделать это - использовать тест Толмана на поверхностную яркость, который был предложен Ричардом К. Толманом в 1930 году.

Тест сравнивает яркость галактик в зависимости от их красного смещения, которое является мерой того, насколько увеличилась длина волны излучаемого ими света в результате космического расширения. Чем выше красное смещение, тем дальше галактика и тем раньше в истории Вселенной мы ее видим.

В простой (статичной и плоской) Вселенной свет, получаемый от объекта, падает пропорционально квадрату расстояния до него, а видимая площадь объекта также падает пропорционально квадрату расстояния, поэтому поверхностная яркость (количество света, получаемое на площадь поверхности) была бы постоянной, не зависящей от расстояния.

Однако в расширяющейся Вселенной есть два эффекта, которые меняют это соотношение. Во-первых, скорость получения фотонов уменьшается, потому что каждый фотон должен пройти немного дальше, чем предыдущий. Во-вторых, энергия каждого наблюдаемого фотона уменьшается из-за красного смещения.

В то же время удаленные объекты кажутся больше, чем они есть на самом деле, потому что наблюдаемые фотоны были испущены в то время, когда объект находился ближе.

Если сложить эти эффекты вместе, то поверхностная яркость в простой расширяющейся Вселенной (плоская геометрия и равномерное расширение в диапазоне наблюдаемых красных смещений) должна уменьшаться с четвертой силой 1+z, где z - красное смещение.

Поэтому, наблюдая галактики на разных красных смещениях, мы можем проследить эволюцию космического расширения и проверить, согласуется ли она со стандартной моделью космологии, известной как Lambda CDM, где Lambda означает космологическую постоянную, которая является формой темной энергии, а CDM означает холодную темную материю. Темная энергия - это загадочный компонент, который приводит в движение ускоренное расширение Вселенной, а темная материя - это невидимая субстанция, которая взаимодействует только через гравитацию и составляет большую часть материи во Вселенной. Модель Lambda CDM основана на общей теории относительности Эйнштейна, которая описывает гравитацию как искривление пространства-времени.

Тест поверхностной яркости Толмана - уникальный тест в космологии, поскольку он не зависит от параметров темной энергии, темной материи и постоянной Хаббла, проверяя исключительно то, вызвано ли космологическое красное смещение расширением Вселенной или нет. Это также мощный инструмент, позволяющий отличить расширяющуюся Вселенную от альтернативных моделей, таких как гипотеза усталого света, которая предполагает, что красное смещение вызвано потерей энергии фотонов при их движении через пространство, без какого-либо расширения.

Одна из задач теста поверхностной яркости Толмана - найти галактики, схожие по своим внутренним свойствам, таким как размер, форма и светимость, при различных красных смещениях, и сделать поправку на влияние пыли, газа и звездообразования, которые могут повлиять на их яркость. Одно из самых полных исследований этого теста было опубликовано в 2001 году с использованием данных космического телескопа Хаббл и телескопа Кек, которые измерили поверхностную яркость и красное смещение почти тысячи галактик. Результаты оказались согласующимися с расширяющейся Вселенной и моделью Lambda CDM и с высокой степенью достоверности исключили гипотезу усталого света.

Тест на поверхностную яркость Толмана по-прежнему является активной областью исследований, поскольку разрабатываются новые данные и методы для повышения его точности и надежности. Это один из способов, с помощью которого астрономы могут изучать историю и геометрию Вселенной и раскрывать ее секреты.