Если б ее не существовало.
ЗАГЛЯДЫВАЯ В ПРОШЛОЕ
В нашей Вселенной большая часть массы представлена в виде темной материи, а не в виде обычных атомов. Но достаточно ли сделать число Ω точно равным единице, чтобы полностью обеспечить «критическую плотность»? Предполагаемого количества атомов в галактиках и их скоплениях для этого не хватает. Тем не менее темная материя,
В принципе это, конечно же, возможно. Красное смещение отдаленного объекта указывает нам, как он двигался, когда испустил луч света, по сравнению с тем, как он движется сейчас. Оценивая красное смещение и расстояние до отдаленных галактик (или каких-либо других объектов), мы можем найти скорость расширения в более раннюю эпоху, и сравнение с нынешней скоростью может дать нам сведения о том, как она изменилась, если вообще менялась.
Любые изменения в скорости расширения будут настолько плавными, что их можно заметить по прошествии нескольких миллиардов лет, поэтому их нельзя обнаружить никак иначе, кроме как наблюдая за объектами, отстоящими от нас на несколько миллиардов св. лет. Само по себе это не вызывает никаких затруднений, потому что превосходные телескопы с десятиметровыми зеркалами могут «нырнуть» во времена, кода возраст Вселенной составлял всего одну десятую от сегодняшнего. Гораздо серьезнее проблема поиска отдаленных объектов, которые были бы достаточно стандартны и при этом выглядели бы иначе, чем соседствующие с ними области, потому что мы наблюдаем их на более раннем этапе эволюции.
Объекты, у которых проще всего обнаружить красное смещение, – это квазары, высокоактивные центры галактик. Они совершенно не годятся на роль «стандартных светил» – квазаров со схожим красным смещением (другими словами, находящихся на одинаковых расстояниях), поскольку демонстрируют широкий разброс наблюдаемой светимости. Куда хуже то, что мы их настолько плохо понимаем, что не знаем, как их внутренние характеристики могут меняться при старении Вселенной.
Сами галактики мы знаем несколько лучше, чем квазары (хотя они и не такие яркие), и сейчас можем наблюдать у них подобное красное смещение, но тут есть свои сложности. Во Вселенной столько же видов галактик, сколько животных в зоопарке, и они с трудом поддаются классификации. С возрастом галактики развиваются. Происходит это по нескольким причинам: звезды эволюционируют и гибнут; новые звезды формируются из газа; к галактикам могут добавиться новые звезды – после захвата более мелких соседей (это называется «галактическим каннибализмом»).
Галактики слишком сложны, значительно отличаются друг от друга, и мы по-прежнему их недостаточно хорошо знаем, чтобы они могли служить «стандартными светилами». Мы понимаем их гораздо хуже, чем отдельные звезды. Одиночные звезды чересчур тусклы, чтобы их можно было обнаружить на космологических расстояниях: наши телескопы могут найти только целые галактики, уловив общий свет от миллиардов отдельных звезд. Но некоторые звезды в пору умирания взрываются, образуя сверхновые, и в течение нескольких дней сияют почти так же ярко, как целые галактики, состоящие из миллиардов звезд.
ОХОТА ЗА ДАЛЕКИМИ СВЕРХНОВЫМИ
Особый вид сверхновых, имеющий обозначение «тип Iа», сигнализирует о своем появлении неожиданным термоядерным взрывом в центре умирающей звезды, когда ее сгорающее ядро достигает определенного минимума массы и становится нестабильным. Это, по существу, ядерная бомба с некоторой определенной мощностью. Физика происходящего процесса полностью ясна, и его детали для нас не очень важны. Важно то, что сверхновая Iа может расцениваться как «стандартное светило», достаточно яркое, чтобы его можно было обнаружить на больших расстояниях. По его яркости теоретически возможно сделать выводы о подлинных расстояниях и, также измерив красное смещение, связать скорость расширения и расстояние в прошлую эпоху. Специалисты по космологии надеялись, что такие измерения позволят определить, имеет ли место небольшое замедление (которое должно быть, если мы правильно оцениваем количество всей темной материи) или некоторое ускорение расширения, которого можно ожидать, если, как подозревают многие теоретики, существует достаточное количество дополнительной темной материи, чтобы составить всю «критическую плотность», вследствие чего Вселенная напоминала бы простейшую теоретическую модель.
Эти сверхновые, кстати, демонстрируют и другую тенденцию, которая напрямую связана с их красным смещением: кажется, что те из них, которые находятся особенно далеко и дают наибольшее красное смещение, вспыхивают и горят медленнее, чем более близкие сверхновые того же типа. Это именно тот эффект, которого мы ожидали: часы на удаляющемся объекте
Процесс вспышки и затухания сверхновой сам по себе напоминает часы, поэтому замедление «кривой блеска», пропорциональное красному смещению, – это именно то явление, которого мы должны ожидать, если она отдаляется. В статической вселенной этому не могло быть никакого естественного объяснения. Это лучший ответ на гипотезу о том, что красное смещение является в некотором роде «эффектом усталости» света.
С социальной точки зрения астрономия является «большой наукой»: она требует сложного и дорогостоящего оборудования. Но сами по себе исследовательские программы не нуждаются в командной работе, которая необходима, например, в лабораториях, где используются мощные ускорители для изучения субатомных частиц. Астрономы по-прежнему могут оставаться одиночками, ведущими индивидуальные проекты, для которых требуется несколько ночей наблюдений на большом телескопе (что-то они могут делать и на небольших телескопах, как те астрономы, которые первыми открыли планеты, обращающиеся вокруг других звезд). Но мероприятия по наблюдению за сверхновыми в интересах космологии требуют продолжительных усилий многих сотрудников и использования нескольких телескопов. Первая непростая задача – поймать какое-то количество фотонов (слабых следов света), оставленных миллиарды лет назад взрывом звезды. Далекие сверхновые выявляются с помощью повторяющихся наблюдений одного и того же участка неба, в процессе которых ищут случайные, появляющиеся время от времени точки света в отдаленных галактиках. Поиски проводятся с помощью телескопов среднего размера, потому что большие приборы настолько востребованы, что в их рабочем графике невозможно выделить достаточно времени на полную программу, даже такую важную. Каждая сверхновая должна наблюдаться систематически, чтобы измерить видимую яркость так точно, как только возможно, и выстроить кривую блеска. Желательно это делать с помощью наземного телескопа с десятиметровым зеркалом или Космического телескопа имени Хаббла. Анализ поступающей информации и проверка ее надежности само по себе непростое дело.
Среди ученых существует вполне естественная традиция – воздерживаться от вынесения суждения по любому новому научному утверждению, особенно когда оно появляется неожиданно, пока не будут получены независимые доказательства. Иногда до того, как это случается, проходит довольно много времени. Поэтому очень большой удачей было то, что две отдельные команды посвятили себя проекту изучения сверхновых в космологии. Первым важным игроком в этой области стал Сол Перлмуттер, физик, работающий в Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли, Калифорния. Возможно, из-за того, что в то время он не специализировался в области астрономии, Перлмуттера не испугали трудности и он начал работу примерно в 1990 г. Постепенно он объединил и вдохновил группу сотрудников как из Великобритании, так и из Соединенных Штатов. Вторая группа, также международная, появилась позже. В нее входили несколько исследователей, которые представили новые методы (позже использованные и группой Перлмуттера) для классификации сверхновых в подклассы, которые получили развитие.
К 1998 г. каждая команда обнаружила более 10 далеких сверхновых и добилась достаточной степени достоверности, чтобы объявить о предварительных результатах. Замедление было меньше, чем следовало ожидать, если бы число Ω было равно единице. Это само по себе было не удивительно – не имелось никаких доказательств того, что существует достаточно темной материи, чтобы оценить Ω выше 0,3, – хотя и шло вразрез с распространенным предубеждением теоретиков, что космос был бы «проще», если бы число Ω точно равнялось единице. Но удивительно было то, что, по всей видимости, никакого замедления не существовало вообще и на самом деле расширение даже, казалось,
Эти наблюдения были верными, если учесть возможности телескопов того времени. Далекая сверхновая так слаба, что ее параметры трудно измерить точно. Более того, некоторые астрономы беспокоились, что вмешивающийся в наблюдения «туман» от пылевых облаков ослабляет свет, из-за чего сверхновая кажется дальше, чем на самом деле. Также «термоядерная бомба» не всегда бывает точно откалибрована: например, ее мощность может зависит от количества углерода и других элементов у звезды-предшественницы. Запасы элементов будут ниже у тех объектов, которые сформировались, когда Вселенная была моложе (иными словами, у объектов с наибольшим красным смещением). Однако постоянно проводятся перекрестные проверки, и каждый месяц появляются новые сверхновые для сравнения[28].
УСКОРЯЮЩАЯСЯ ВСЕЛЕННАЯ?
Обычно мы думаем о вакууме как о среде, где ничего нет. Но если даже убрать из некоего района межзвездного пространства те несколько частиц, которые в нем содержались, прикрыть его от излучения и охладить до температуры абсолютного нуля, оставшаяся пустота все еще будет хранить в себе какие-то остаточные силы и проявлять их. Это предполагал и сам Эйнштейн. Уже в 1917 г., вскоре после того, как он разработал свою ОТО, ученый начал размышлять о том, как эту теорию можно приложить ко Вселенной. В то время астрономы изучили только нашу собственную Галактику, и естественно было бы предположить, что Вселенная статична: не расширяется и не сжимается. Эйнштейн определил, что, если бы Вселенная появилась в статическом состоянии, она немедленно начала бы сжиматься, потому что все в ней притягивается. Вселенная не могла бы оставаться в статическом состоянии, если только не существовала бы дополнительная сила, противостоящая тяготению. Поэтому Эйнштейн добавил к своей теории новое число, которое назвал «космологической постоянной» и обозначил греческой буквой λ (лямбда). В те времена уравнения Эйнштейна допускали существование статической вселенной, где при соответствующем значении λ космическое отталкивание полностью уравновешивает тяготение. Эта вселенная была конечной, но неограниченной: любой посланный вами луч света рано или поздно вернется и попадет вам прямо в затылок.
После 1929 г. эта так называемая «эйнштейновская вселенная» стала не более чем любопытной выдумкой. К тому времени астрономы поняли, что наша Галактика – это всего лишь одна из многих, а далекие галактики от нас удаляются, т. е. Вселенная не статична, а расширяется. После этого открытия Эйнштейн утратил интерес к числу λ. В самом деле, в своей автобиографии «Моя мировая линия» Георгий Гамов[29] вспоминает разговор за три года до смерти Эйнштейна, где последний назвал число λ «самым большим промахом», поскольку, если бы он его не ввел, уравнения приводили бы к выводу о том, что наша Вселенная расширяется (или сжимается). Возможно, Эйнштейн предсказал бы расширение еще до того, как Эдвин Хаббл открыл его[30].