Страница 7 из 61
Люди столетиями наблюдали их в небесах; об одной такой вспышке сообщил датский астроном Тихо Браге еще в 1572 году, за тридцать с лишним лет до изобретения телескопа. Звезда становится сверхновой, когда ее масса превышает критический размер и разрушается под собственной тяжестью. В течение нескольких земных недель или месяцев, пока гибнущее светило превращается в нейтронную звезду или даже в черную дыру, оно пылает в десятки миллиардов раз ярче и жарче, чем наше Солнце. Подобную картину земляне наблюдали, например, в понедельник 23 февраля 1987 года. Взрыв голубого сверхгиганта под названием Сандулик-69202 в галактике Большое Магелланово Облако получил широкую известность по двум причинам. Во-первых, это самая мощная вспышка сверхновой, отмеченная с 1604 года. Во-вторых, она впервые дала стандарты для измерения расстояний в космосе.
Вспышки некоторых сверхновых — их обозначают как тип Ia (или SN Ia) — имеют специфические характеристики, чрезвычайно важные для астрономов. Звезды этого типа взрываются, потому что своим притяжением «высосали» слишком много вещества из соседних небесных тел. Проанализировав световой спектр такой вспышки и скорость ее затухания, можно определить, какое расстояние свет прошел до Земли и насколько сильно его на этом пути «растянуло» расширение Вселенной.
Единственное неудобство такого метода — слишком тесные временные рамки. В изучении сверхновых без синхронизации не сделать ни шагу. Если хотите добыть действительно ценную информацию, ее поиски должны уложиться в считанные недели с того момента, как свет вспышки дошел до Земли. А поскольку взрыв сверхновой в какой-нибудь галактике случается примерно раз в сто лет, необходим постоянный телескопический мониторинг несметного множества звездных скоплений.
Тяготы этого монотонного труда — давнишняя головная боль астрономов. Скажем, в обсерватории Лоуэлла во Флагстаффе можно познакомиться с утомительными методами наблюдений, практиковавшимися в дни Слайфера. Он, изучая Плутон, пользовался астрономической версией игры «найди разницу». Два фотоснимка одного и того же участка звездного неба, сделанные в разные ночи, помещаются в устройство под названием «блинк-компаратор», снабженное окуляром с подвижной заслонкой. Затем надо внимательно рассматривать снимки, чередующие друг друга. Побеждает тот, кто укажет единственную светлую точку среди множества других, меняющую положение от снимка к снимку. Это мигающее пятнышко и есть искомая планета.
Хорошо, что на фотографиях, выставленных в музее обсерватории Лоуэлла, кто-то догадался пририсовать к мерцающей точке жирную белую стрелку. Конечно же, современная технология обработки цифровых изображений несравненно облегчает локализацию сверхновых: сегодня компьютер сопоставит за нас фотографии, сам установит различия между ними и даст все нужные подсказки. Некоторые находки окажутся на поверку астероидами, другие — пульсацией черных дыр в центрах галактик; еще один вид ложных сигналов — яркие следы от субатомных частиц, бомбардирующих земную атмосферу. И лишь изредка обнаружится среди них свет далекой «лопнувшей» звезды.
Первые ценные интерпретации данных о ярчайшей сверхновой представила в июне 1996 года группа сотрудников Национальной лаборатории имени Эрнеста Лоуренса при Калифорнийском университете в Беркли (или, как нередко сокращают специалисты, Лоуренс-Беркли). Об этом было объявлено на космологической конференции по случаю 250-летия Принстонского университета, приемной альма-матер Эйнштейна. Весьма удачный, как выяснилось, повод воскресить космологическую константу.
Когда астрономы приступили к исследованиям сверхновых, чтобы с их помощью составить своего рода карту разбегания космоса, они были уверены, что обнаружат признаки замедления. В конце концов, должна же энергия Большого взрыва когда-нибудь иссякнуть; тут гравитация вступит в свои права и крепко надавит на тормоз. Но оказалось, не так-то просто устроена Вселенная.
На первый взгляд результаты Лоуренс-Беркли подтверждали ожидания. Свечение сверхновой показало, что расширение Вселенной замедляется: рано или поздно притяжение ее массы обуздает разбегание и установит коэффициент омега на отметке, близкой к единице.
И тем не менее это открытие было спорным. Вся известная науке масса Вселенной, включая пресловутую темную материю, дает омеге значение не более чем 0,3. Исследователи «недоучли» невидимое? Такое казалось маловероятным: они к тому времени уже овладели дифференцированными методами подсчета массы галактик. Любой из способов показывал, что вещества там гораздо больше, чем можно наблюдать. И все эти способы давали примерно одинаковые результаты.
Если концепция темной материи обоснованна, тогда за чем дело стало? Космологи Майкл Тернер и Лоуренс Максвелл Краусс явились на принстонскую встречу с готовым ответом. Почему бы, сказали они, не признать темную материю равной 0,3, при этом позволяя некоторой иной сущности внести остальные семь десятых. Вместо того чтобы разыскивать какую-то там недостающую массу, не резонно ли допустить, что эта доля принадлежит дополнительной энергии? Надо вернуть космологическую константу Эйнштейна, заявили Тернер и Краусс.
Экспериментаторы, как водится, добились успеха вопреки построениям теоретиков. Из результатов Лоуренс-Беркли, опубликованных Солом Перлмуттером, следовало, что гравитация вещества может составить чуть ли не всю омегу. Так что нет нужды возвращать космологическую константу, надо просто разобраться в неполадках с темной материей. Ее масса явно должна быть больше.
Однако в расчетах Перлмуттера обнаружились свои собственные проблемы. Если известны плотность Вселенной, текущий коэффициент ее разбегания (постоянная Хаббла) и темпы замедления, это позволяет установить, сколько времени прошло с начала расширения — проще говоря, возраст Вселенной. По данным Лоуренс-Беркли, где омега равна или близка к единице и задана исключительно наличной материей, выходило, что Вселенной не больше 8 миллиардов лет. Увы, астрономы, проанализировавшие свечение самых древних звезд, называют другое число: в пределах 15 миллиардов. Для понимания, что вся Вселенная просто не может оказаться почти вдвое моложе своих элементов, совсем не нужен гарвардский диплом. Помимо трудностей с «кастингом» космологической константы на роль омеги, возникла еще и проблема с омегой-единицей, обусловленной массой. Казалось, единственный достоверный факт — то, что темная материя составляет 0,3 Ω; все остальное предстоит еще выяснять и объяснять.
Однако не все были разочарованы этим тупиком: по крайней мере один гарвардский астроном остался доволен. Роберта Киршнера беспокоило другое: его исследования сверхновых продвигались слишком медленно, и это внушало опасения, что в соперничестве с Лоуренс-Беркли его группа будет разбита наголову. Между тем гонка за научный приоритет в предсказании судеб Вселенной все еще была далека от завершения.
В своей книге «Экстравагантная Вселенная» Киршнер весьма изящно и остроумно изложил подноготную изучения сверхновых и восстановления космологической константы. В конечном счете именно он решил исход дела и первым вышел с результатами, открывшими новую эпоху в космологии. Однако для этого ученый должен был преодолеть собственную предвзятость.
Группа Киршнера, куда входили исследователи со всех континентов, вела наблюдения сверхновых с горных вершин в Чили, Аризоне и на Гавайях. Как и ученые в Лоуренс-Беркли, они месяц за месяцем разыскивали новые вспышки, затем отслеживали наиболее перспективные варианты, уточняя необходимые детали с помощью космического телескопа «Хаббл». Будучи установлен в автоматической обсерватории на околоземной орбите, он мог извлечь из собираемых данных информацию о расстоянии сверхновой от Земли и о том, как меняется спектр излучения по мере распространения света от точки взрыва.
В конце концов ученые получили то, чего добивались. И это им совсем не понравилось.
Взрывы сверхновых были «слабее», чем следовало: свет, по идее, должен был распространиться дальше, чем показывали наблюдения. Адам Рисс, астроном из группы Киршнера, работавший в Калифорнийском университете в Беркли, первым объявил во всеуслышание: данные свидетельствуют об ускорении. Вселенная расширяется все быстрее.