История всего

Эти свойства позволяют астрономам использовать сверхновые типа Ia в качестве очень ярких и легко различимых «стандартных свечей» — объектов упорядоченного измерения, которые достигают равнозначного максимального выхода энергии, где бы они ни находились. Конечно, расстояние от наблюдателя до такой сверхновой звезды играет роль. Две звезды типа Ia в двух разных далеких галактиках будут излучать свет одинаковой степени яркости только в том случае, если они находятся на одинаковом расстоянии от нас. Соответственно, если одна находится в два раза дальше другой, ее сияние будет в четыре раза менее ярким (так как светимость любого объекта обратно пропорциональна квадрату расстояния от наблюдателя до такого объекта).

Когда астрономы научились распознавать сверхновые звезды типа Ia на основании подробного анализа светового спектра каждого из таких объектов, у них в руках оказался золотой ключик от двери, за которой прятался ответ на вопрос: как точно измерить расстояние до небесных тел? Измерив (другими способами) расстояние до нескольких ближайших сверхновых типа Ia, ученые смогли вычислить гораздо более существенные расстояния до других сверхновых типа Ia, просто сравнив светимость относительно близких и далеких объектов.

В 1990-е годы две команды специалистов по сверхновым звездам — одна из Гарварда, а другая — из Калифорнийского университета в Беркли — усовершенствовали эту методику, найдя способ компенсировать в своих расчетах небольшие, но реальные различия между сверхновыми типа Ia, которые можно отследить по их спектрам. Чтобы воспользоваться новеньким блестящим ключом от расстояний до самых далеких сверхновых звезд, исследователям был нужен телескоп, способный наблюдать за далекими галактиками и записывать свои наблюдения с ювелирной точностью. Они обратились к телескопу Хаббла, который в 1993 году получил новое основное зеркало (старое было изготовлено с погрешностью). С помощью наземных телескопов эксперты по сверхновым звездам обнаружили десятки объектов типа Ia в галактиках в миллиардах световых лет от Млечного Пути и запросили аудиенцию у телескопа Хаббла, чтобы повнимательнее изучить недавно обнаруженные сверхновые звезды.

1990-е годы подходили к концу, две команды наблюдателей за сверхновыми звездами соревновались друг с другом за право первой представить новую и улучшенную версию «диаграммы Хаббла» — ключевого космологии графика, на который расстояния удаленности от нас галактик наносятся в соответствии со скоростями, с которыми эти галактики удаляются от нас. Астрофизики вычисляют значения таких скоростей на основании эффекта Доплера (более подробно о нем — в главе 13), который изменяет цвет излучения галактик в зависимости от той скорости, с которой эти галактики от нас удаляются.

Соответствующие каждой галактике удаленность и скорость дальнейшего удаления отмечены на диаграмме Хаббла. В случае с относительно близкими галактиками кривая, соединяющая эти точки, вполне синхронно идет вверх, так как одна галактика, удаленная от нас в два раза больше, чем другая, демонстрирует и в два раза большую скорость удаления. Прямую пропорциональность между расстояниями до галактик и их скоростями удаления можно алгебраически выразить законом Хаббла — простым уравнением, описывающим базовые повадки Вселенной: v = H0 х d. Здесь v представляет собой скорость удаления, d — расстояние, а H0 — это универсальная постоянная (постоянная Хаббла), которая описывает всю Вселенную целиком в любой конкретный момент времени. Сторонние наблюдатели со всей Вселенной, изучая ее через 14 миллиардов лет после Большого взрыва, обнаружат, что галактики удаляются согласно описанной законом Хаббла формуле, и каждый такой наблюдатель получит одно и то же значение постоянной Хаббла, хотя назовут ее все они, конечно, по-разному. Эта предполагаемая межкосмическая демократия лежит в основе всей современной космологии. Мы не можем доказать, что вся Вселенная без исключения следует принципам этой демократии. Возможно, далеко за пределами доступной нам видимости космос ведет себя совсем иначе, чем «здесь». Но космологи отвергают подобные идеи, по крайней мере видимой и наблюдаемой нами Вселенной. Так что будем считать, что формула v = H0 х d представляет собой универсальный — вселенский! — закон.

Надо отметить, что постоянная Хаббла меняется со временем. Новая и улучшенная диаграмма Хаббла, включающая в себя галактики в миллиардах световых лет от нас, когда-нибудь откроет не только значение сегодняшней постоянной Хаббла (выраженной в градиенте линии, соединяющей точки соответствия расстояния и скорости удаления каждой отдельной галактики), но и динамику скорости расширения Вселенной за последние миллиарды лет. Значение скорости расширения Вселенной в начале ее существования будет определено данными в верхних значениях графика, так как они соответствуют наиболее далеким из изученных галактик (а значит, предстающим перед нами в своем глубоко «прошлом» виде). Таким образом, диаграмма Хаббла, охватывающая расстояния вплоть до многих миллиардов световых лет, сможет дать нам историческую картину расширения Вселенной, описанную ее переменной скоростью расширения.

На пути к данной цели миру астрофизиков повезло: у них было две команды-соперницы, и обе тщательно изучали сверхновые звезды. Результаты этих исследований были впервые обнародованы в феврале 1998 года, и их эффект превзошел все ожидания. Если бы гонцом космических новостей была только одна группа ученых, ей вряд ли удалось бы пробить естественный скептицизм своих многоуважаемых коллег, которые не сдали бы без боя свои давно признанные и выпестованные убеждения об устройстве Вселенной. Но в этом случае две команды скептически целились в первую очередь друг в друга и потому особо тщательно принялись искать ошибки в полученных соперниками данных или выводах на их основании. Когда и те и другие объявили, что их все устраивает (несмотря на изначальную предубежденность друг против друга) и что конкуренты справились с задачей, миру космологии не оставалось иного выбора, кроме как принять, хоть и поначалу довольно сдержанно, новости с передовой космических исследований.

Новости заключались в том, что самая далекая сверхновая звезда типа Ia оказалась более бледной, чем отдалось. Это означает, что сверхзвезды расположены чуть дальше, чем следовало бы, что, в свою очередь, означает, что что-то заставило Вселенную расширяться быстрее, чем следовало бы. Что же спровоцировало ускорение расширения? Единственный возможный обвиняемый, подходящий по всем параметрам, — это темная энергия, таящаяся в пустом пространстве, та самая энергия, чье существование соответствует ненулевой космологической постоянной. Определив расстояние, на которое та далекая сверхновая звезда оказалась дальше, чем ожидалось, две команды астрономов определили саму форму и судьбу Вселенной.

Когда две команды, изучавшие сверхновые звезды, достигли единодушия, оказалось, что космос… плоский. Для наглядности придется немного повозиться с греческим алфавитом. Чтобы описать Вселенную с ненулевой космологической постоянной, нам нужно еще одно число. К постоянной Хаббла, обозначаемой нами как H0 (это ее значение в наше время), и к средней плотности вещества, которая сама по себе определяет кривизну пространства при нулевом значении космологической постоянной, мы должны добавить эквивалент плотности, которую обусловливает темная энергия. Она, согласно эйнштейновской формуле E = mc2, обладает выраженным в массе (т) эквивалентом энергии (E).

Космологи записывают плотность вещества и темной энергии с помощью символов ΩΜ и ΩΛ, где Ω, (греческая заглавная «омега») представляет собой отношение космической плотности к критической. ΩΜ — это отношение средней плотности всего вещества во Вселенной к критической плотности, а ΩΛ — отношение эквивалентной плотности темной энергии к критической. В данном случае Λ (греческая заглавная «лямбда») представляет собой космологическую постоянную. В плоской Вселенной с нулевой кривизной пространства сумма ΩΜ и ΩΛ всегда равняется единице, потому что суммарная плотность (вещества и эквивалентной веществу темной энергии) должна строго равняться критической плотности.