Ткань космоса. Пространство, время и текстура реальности - Брайан Грин

Убегающая Вселенная

Аналогично тому, как вам хочется получить заключение другого специалиста для подтверждения медицинского диагноза, физики тоже стремятся услышать иное мнение, когда они сталкиваются с экспериментальными данными или теориями, которые указывают на наличие загадки. Из таких мнений наиболее убедительными являются те, которые приводят к тем же результатам путём, существенно отличным от исходного. Когда различные объяснения с разных направлений приводят к одному результату, это даёт хороший шанс, что мы попали в научное яблочко.

Поэтому понятно, что физики стремились к независимому подтверждению следующего вывода инфляционной космологии: 70% материи/энергии Вселенной ещё предстоит обнаружить и измерить. Давно было осознано, что таким трюком могли бы стать измерения параметра замедления.

Сразу после начального инфляционного взрыва обычная притягивающая гравитация стала замедлять расширение пространства. Темп, с которым происходит это замедление, называется параметром замедления. Точное измерение этого параметра могло бы обеспечить независимую оценку полного количества материи во Вселенной: большее количество материи, независимо от того, даёт она свет или нет, означает большее гравитационное притяжение и потому сильнее замедляет пространственное расширение.

Многие десятилетия астрономы пытались измерить торможение Вселенной, но, хотя это и просто с принципиальной стороны, на практике это является сложной задачей. Когда мы наблюдаем удалённые небесные тела, вроде галактик или квазаров, мы видим их такими, какими они были в далёком прошлом: чем они дальше от нас, тем дальше назад во времени мы смотрим. Поэтому, если мы могли бы измерить, как быстро они от нас удаляются, мы узнали бы, как быстро Вселенная расширялась в удалённом прошлом. Более того, если бы мы могли провести такие измерения для астрономических объектов, расположенных на разных расстояниях, мы смогли бы измерить скорость расширения Вселенной в разные моменты прошлого. Сравнивая эти скорости расширения, можно было бы определить, как замедляется расширение пространства со временем, и отсюда определить параметр замедления.

Для реализации этой стратегии по измерению параметра замедления требуются две вещи: способ измерения расстояния до данного астрономического объекта (так чтобы мы знали, как далеко назад во времени мы заглядываем) и способ определения скорости, с которой объект удаляется от нас (так чтобы мы знали темп расширения пространства в этот момент прошлого). Последнюю составляющую получить проще. Точно так же, как вой сирены полицейского автомобиля переходит к более низкому тону, когда он удаляется от вас, частота колебаний света, испущенного астрономическим источником, также падает, когда объект удаляется. А поскольку свет испускается атомами вроде водорода, гелия или кислорода — атомами, входящими в состав звёзд, квазаров и галактик, — которые тщательно изучены в лабораторных условиях, точное определение скорости объекта может быть проведено путём изучения того, насколько сильно свет, который мы получаем от астрономического источника, отличается от света, который мы видим в лаборатории.

Но первая составляющая — метод точного определения, как далеко находится объект, оказалась головной болью астрономов. Можно ожидать, что чем дальше что-либо находится, тем более тусклым будет выглядеть, но обратить это простое наблюдение в количественное измерение трудно. Чтобы судить о расстоянии до объекта по его видимой яркости, вам нужно знать его абсолютную светимость — насколько ярким он был бы, если бы располагался прямо рядом с вами. Но определить абсолютную светимость объекта, удалённого на миллиарды световых лет, трудно. Генеральная стратегия заключается в поиске таких разновидностей небесных тел, которые по фундаментальным астрофизическим причинам всегда имеют стандартную светимость. Если пространство заполнено зажжёнными 100-ваттными лампочками, хитрость бы удалась, поскольку мы могли бы легко определить расстояние до данной лампочки на основании того, насколько она выглядит тусклой (хотя это сложная задача — увидеть 100-ваттную лампочку на большом расстоянии). Но, поскольку пространство не имеет такого оборудования, что могло бы сыграть роль лампочки стандартной яркости или, на языке астрономии, что может сыграть роль стандартной свечи? Астрономы долго изучали различные возможности, но наиболее успешным кандидатом на сегодняшний день является особый класс взрывов сверхновых звёзд.

Когда звёзды исчерпывают своё ядерное горючее, направленное наружу давление, создаваемое реакциями ядерного синтеза в ядре звезды, уменьшается и звезда начинает схлопываться под тяжестью своего собственного веса. Когда ядро звезды рушится в себя, его температура быстро возрастает, иногда приводя к гигантскому взрыву, который сдувает внешние слои звезды, вызывая сверкающее зрелище небесного фейерверка. Такой взрыв известен как рождение сверхновой; в течение нескольких недель одна взорвавшаяся звезда может сиять так же ярко, как миллиард солнц. Это действительно поражает воображение: отдельная звезда сияет почти так же ярко, как целая галактика! Различные типы звёзд — различных размеров, с разным относительным содержанием различных атомов и т. д. — приводят к различным типам взрывов сверхновых, но много лет назад астрономы поняли, что определённые взрывы сверхновых всегда светят с одинаковой абсолютной яркостью. Это взрывы сверхновых типа Ia.

В типе сверхновых Ia белый карлик — звезда, которая исчерпала запас ядерного топлива, но имеет недостаточную массу, чтобы самой по себе стать сверхновой, — всасывает вещество с поверхности находящейся рядом звезды-компаньона. Когда масса белого карлика достигает критической величины, составляющей около 1,4 массы Солнца, в нём лавинообразно развивается ядерная реакция, которая заставляет его стать сверхновой звездой. Поскольку такие взрывы сверхновых происходят, когда карликовая звезда достигает одной и той же критической массы, характеристики взрыва, включая его абсолютную светимость, практически одинаковы от случая к случаю. Более того, поскольку сверхновые, в отличие от 100-ваттных лампочек, чрезвычайно мощны, они не только имеют стандартную надёжную светимость, но их также можно ясно видеть через Вселенную. Так что они являются первыми кандидатами на роль стандартной свечи.{145}

В 1990-е гг. две группы астрономов, одна под руководством Сола Перлмуттера в Лоуренсовской национальной лаборатории в Беркли и другая под руководством Брайана Шмидта в Австралийском национальном университете, взялись за определение параметра замедления — и, следовательно, полной материи/энергии — Вселенной путём измерения скоростей удаления сверхновых типа Ia. Определение того, что сверхновая принадлежит к типу Ia, довольно просто, поскольку излучение, генерируемое при её взрыве, имеет весьма характерный рисунок: сначала крутой рост, а затем пологое падение интенсивности. Но на самом деле поймать сверхновую типа Ia на месте преступления является немалым подвигом, поскольку такие взрывы в типичной галактике происходят только раз в несколько сотен лет. Тем не менее благодаря инновационной технологии одновременного наблюдения тысяч галактик через телескопы с широким полем обзора команды смогли обнаружить около четырёх дюжин сверхновых типа Ia на различных расстояниях от Земли. После скрупулёзного определения расстояния и скорости удаления каждой сверхновой обе группы пришли к совершенно неожиданному заключению: начиная с времени, когда Вселенной было около 7 млрд лет, темп её расширения не тормозился. Наоборот, темп расширения возрастал.

Группы пришли к заключению, что первые 7 млрд лет после первичного взрыва расширение Вселенной замедлялось, примерно как тормозит автомобиль, когда приближается к контрольному посту ГАИ. Это и ожидалось. Но результаты измерений показали, что подобно водителю, который нажимает на педаль газа после прохождения контрольного поста, расширение Вселенной с тех пор ускоряется. Темп расширения пространства через 7 млрд лет после Взрыва был меньше, чем темп расширения через 8 млрд лет после Взрыва, который в свою очередь был меньше, чем темп расширения через 9 млрд лет после Взрыва, и т. д. — все они были меньше, чем темп расширения сегодня. Ожидаемое торможение расширения пространства переключилось на неожиданное ускорение.

Но как такое может быть? Ответ обеспечивает то самое второе независимое подтверждающее мнение относительно пропавших 70% материи/энергии, которые разыскивали физики.

Пропавшие 70%

Если вы мысленно перенесётесь в 1917 г., когда Эйнштейн ввёл космологическую постоянную, у вас будет достаточно информации, чтобы выдвинуть предположение о том, почему Вселенная ускоряется. Обычные материя и энергия вызывают обычную притягивающую гравитацию, которая замедляет расширение пространства. Но по мере того как Вселенная расширяется и разные объекты всё более отдаляются друг от друга, это космическое гравитационное притяжение, хотя и продолжает замедлять расширение, становится слабее. И это приводит нас к новому и неожиданному повороту. Если бы Вселенная имела космологическую постоянную — и если бы её значение имело точно нужную, маленькую величину, — то на протяжении примерно 7 млрд лет с Большого взрыва её гравитационное отталкивание перекрывалось бы гравитационным притяжением обычной материи, приводя к общему замедлению расширения, в соответствии с результатами наблюдений. Но затем, когда обычная материя рассеялась в пространстве и её гравитационное притяжение ослабло, отталкивающее воздействие космологической постоянной (величина которого не изменяется, по мере того как материя рассеивается) должно было постепенно взять верх, и эра замедленного расширения пространства должна была смениться эрой ускоренного расширения.