Страница 19 из 25
В картине, рисуемой моделью Большого взрыва, дела обстоят более оптимистично. Мы все еще не знаем, почему у ранней Вселенной была низкая энтропия, однако, по крайней мере, нам известно, о каком именно периоде идет речь. В интересующем нас состоянии Вселенная находилась 14 миллиардов лет тому назад, и ее энтропия была мала, но не равна нулю. В отличие от модели стационарной Вселенной в контексте Большого взрыва мы можем точно указать, где (хотя в действительности когда) находится проблема. К сожалению, до тех пор пока у нас на руках не будет универсальной космологической теории, объясняющей все на свете, мы не сможем утверждать, действительно ли это огромный шаг вперед по сравнению с моделью стабильного состояния.
Она ускоряется
Мы очень много знаем об эволюции Вселенной за последние 14 миллиардов лет. А что же будет дальше?
Прямо сейчас Вселенная расширяется, становясь все более холодной и разреженной. Многие годы проблемы космологии концентрировались вокруг одного главного вопроса: «Будет ли расширение продолжаться вечно или однажды Вселенная достигнет максимального размера и примется сжиматься навстречу к Большому коллапсу и концу времен?» Споры вокруг относительных достоинств каждой из альтернатив стали любимой игрой космологов практически с того самого момента, как мир узнал об общей теории относительности. Сам Эйнштейн склонялся к мнению, что Вселенная конечна как с точки зрения пространства, так и с точки зрения времени, и поддерживал идею о неизбежном коллапсе. Леметр же, наоборот, отдавал предпочтение идее бесконечной Вселенной, в которой процессы охлаждения и расширения будут вечными: лед, а не пламя.
Провести измерения, которые позволили бы эмпирическим способом выбрать из двух теорий единственно верную, оказалось неожиданно сложно. Общая теория относительности позволяет с определенностью заявить: в то время как Вселенная расширяется, гравитационная сила притягивает галактики друг к другу, замедляя расширение. Вопрос, по сути, заключался в том, достаточно ли во Вселенной материи для того, чтобы сжатие на самом деле случилось, или же Вселенная будет вечно потихоньку расширяться? Долгие годы этот вопрос оставался без ответа: наблюдения показывали, что материи во Вселенной почти достаточно для того, чтобы обратить процесс и заменить расширение сжатием, — почти, но все же не совсем.
Прорыв случился в 1998 году, причем благодаря совершенно иному методу. Казалось бы, вместо того чтобы измерять общую массу вещества во Вселенной и сравнивать результат с теоретическими прогнозами — хватит ли ее, чтобы обратить расширение Вселенной, можно измерить, насколько быстро расширение замедляется. Однако, как всегда, гораздо проще сказать, чем сделать. По сути, нужно было повторить исследования Хаббла — измерить расстояния и видимые скорости галактик, а затем установить взаимосвязь между этими величинами, но с гораздо большей точностью и для огромнейших дистанций. В конечном итоге была выбрана техника, основанная на поиске сверхновых типа Ia — взрывающихся звезд, примечательных не только чрезвычайной яркостью (и потому заметных на космологических расстояниях), но и тем, что яркость этих звезд всегда одинакова (за счет чего видимую яркость можно использовать для оценки расстояния до сверхновой).[46]
Этот нелегкий труд взяли на себя две команды: одна под управлением Сола Перлмуттера из Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли, а вторая во главе с Брайаном Шмидтом из австралийской обсерватории Маунт-Стромло. Группа Перлмуттера, которую составляли ученые, занимающиеся физикой элементарных частиц и увлекшиеся исследованием вопросов космологии, начала работу раньше и первой успешно применила технику поиска сверхновых, несмотря на изрядный скептицизм публики. В группе Шмидта были эксперты по астрономии сверхновых; она стартовала чуть позже, но сумела наверстать упущенное. Команды трудились в духе дружеского (а иногда не очень) соперничества, внеся каждая со своей стороны неоценимый вклад в исследование, и слава авторов одного из величайших достижений в области исследования космоса по праву принадлежит обеим.
Между прочим, с Брайаном Шмидтом мы вместе учились в аспирантуре Гарварда в начале 1990-х годов. Я был теоретиком-идеалистом, а он — прагматичным наблюдателем. В те дни, когда технология крупномасштабных исследований космоса находилась в зачаточном состоянии, принято было считать, что измерение космологических параметров — мартышкин труд. Считалось, что эта бесплодная затея заранее обречена на провал из-за огромного количества неопределенностей, которые не позволят определить размер и форму Вселенной с точностью, хотя бы немного приближенной к желаемой. Мы с Брайаном поспорили, удастся ли ученым точно оценить общую плотность вещества во Вселенной в ближайшие двадцать лет. Я сказал, что это реально; Брайан утверждал, что ничего не получится. В то время мы были аспирантами без цента в кармане, однако все же скинулись и купили маленькую бутылочку марочного портвейна, договорившись спрятать его в секретном месте и хранить там двадцать лет, пока не станет ясно, кто победил. К счастью для нас обоих, мы узнали правильный ответ задолго до назначенного срока; я выиграл пари, и в немалой степени благодаря труду самого Брайана. Мы распили бутылку портвейна на крыше гарвардского Куинси Хауса в 2005 году.
Результат оказался шокирующим: Вселенная вообще не замедляется. На самом деле она ускоряется. Если бы вы измерили видимую скорость разбегания галактик, а затем (гипотетически) вернулись через миллиард лет, чтобы повторить измерения, вы бы обнаружили, что скорость увеличилась.[47] Как это может быть согласовано с предсказаниями общей теории относительности о том, что Вселенная должна замедляться? Как и в большинстве других подобных предсказаний, здесь играют большую роль неявные допущения. В данном случае мы предполагали, что основной источник энергии во Вселенной — вещество.
Рис. 3.3. Ускоряющаяся Вселенная.
Для космолога вещество — это «любая группа частиц, каждая из которых движется со скоростью, намного меньшей скорости света» (если скорость частиц близка к скорости света, то космологи называют их излучением, независимо от того, идет речь об электромагнитном излучении в привычном понимании или нет). Эйнштейн уже давно открыл нам глаза на то, что частицы обладают энергией, даже когда совсем не движутся: формула E = mc2 означает, что энергия абсолютно неподвижной, но обладающей массой частицы равна ее массе, умноженной на скорость света в квадрате. Для нашего текущего обсуждения важнее всего то, что по мере расширения Вселенной вещество разреживается.[48] Общая теория относительности в действительности утверждает, что процесс расширения должен замедляться лишь в том случае, если энергия рассредоточивается. Если это не так — если плотность энергии, то есть величина энергии в каждом кубическом сантиметре или кубическом световом году пространства остается примерно постоянной, тогда эта энергия придает постоянный импульс расширению Вселенной, и, следовательно, Вселенная ускоряется.
В действительности, конечно же, возможно, что общая теория относительности неправильно описывает гравитацию на космологических масштабах, и физики очень серьезно рассматривают такую возможность. Однако куда более вероятно, что общая теория относительности верна, а наблюдения свидетельствуют о том, что большая часть энергии во Вселенной существует вообще не в форме «вещества», а в форме какого-то поразительно упрямого неизвестно чего, которое не разреживается, даже когда пространство расширяется. Мы дали этому загадочному «неизвестно чему» название «темная энергия», и природа темной энергии — одна из любимейших тем исследования современных космологов, как теоретиков, так и экспериментаторов.
46
Само собой, это всего лишь упрощение, а реальная история куда интереснее. Считается, что сверхновые типа Ia появляются в результате катастрофического гравитационного коллапса белых карликов. Белый карлик — это звезда, израсходовавшая все свои запасы ядерного топлива. Она тихонько висит на небе благодаря лишь тому факту, что электроны занимают определенное место. Однако у некоторых белых карликов есть звезды-компаньоны, вещество с которых может постепенно просачиваться на белого карлика. В конечном счете карлик достигает критического состояния — предела Чандрасекара (названного так в честь Субраманьяна Чандрасекара), когда направленное наружу давление, создаваемое электронами, оказывается не в силах соперничать с силой притяжения, и звезда схлопывается в нейтронную звезду, отбрасывая внешние слои и производя вспышку сверхновой. Поскольку предел Чандрасекара примерно одинаков для всех белых карликов во Вселенной, яркость взрыва всех сверхновых типа Ia также практически одна и та же (существуют и другие типы сверхновых, но они не имеют никакого отношения к белым карликам). Кроме того, астрономы научились корректировать разницу в яркостях, используя тот эмпирический факт, что после достижения пикового значения светимости более яркие сверхновые угасают дольше. Историю о том, как астрономы искали сверхновые и как они в итоге сумели обнаружить ускорение Вселенной, можно прочитать в следующих книгах: Goldsmith, D. The Runaway Universe: The Race to Find the Future of the Cosmos. New York: Basic Books, 2000; Kirshner, R. P. The Extravagant Universe: Exploding Stars, Dark Energy, and the Accelerating Cosmos. Princeton, NJ: Princeton University Press, 2004; Gates, E. I. Einstein’s Telescope. New York: W.W. Norton, 2009. Исходные статьи: Riess, A. et al., Supernova Search Team. Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant // Astronomical J., 1998, 116, p. 1009–1038; Perlmutter, S. et al., Supernova Cosmology Project. Measurements of Omega and Lambda from 42 High Redshift Supernovae // Astrophysical J., 1999, 517, p. 565–586.
47
Еще один тонкий момент, требующий разъяснения. Скорость расширения Вселенной оценивается с помощью константы Хаббла, связывающей расстояние с красным смещением. В действительности это не «константа» — в ранней Вселенной расширение происходило намного быстрее, поэтому значение того, что правильнее было бы называть параметром Хаббла, было тогда значительно больше. Казалось бы, можно ожидать, что фраза «Вселенная ускоряется» подразумевает: «значение параметра Хаббла увеличивается», однако это не так: это всего лишь означает, что «значение параметра Хаббла не очень сильно уменьшается». Термин «ускорение» относится к увеличению с течением времени видимой скорости любой отдельно взятой галактики. Однако эта скорость равна параметру Хаббла, умноженному на расстояние, а расстояние с расширением Вселенной увеличивается. Таким образом, нельзя утверждать, что в ускоряющейся Вселенной увеличивается значение параметра Хаббла; ускоряющаяся Вселенная — это та, в которой увеличивается произведение параметра Хаббла на расстояние до некоторой галактики. Оказывается, даже с учетом космологической постоянной значение параметра Хаббла в действительности не увеличивается; просто скорость его уменьшения снижается по мере того, как Вселенная расширяется и разреживается. В конечном итоге, когда все вещество разлетится и не останется ничего, кроме космологической постоянной, параметр Хаббла достигнет постоянного значения.
48
Не помешает также сделать замечание о необходимости различать две формы энергии, играющие наиболее важную роль в развитии современной Вселенной: «энергию вещества», то есть медленно движущихся частиц, разбегающихся в стороны по мере расширения Вселенной, и «темную энергию» — какую-то загадочную штуку, которая совсем не разреживается, а, наоборот, сохраняет постоянную плотность энергии. Помимо этого, само вещество может принимать две разные формы: «обычное вещество», включающее все типы частиц, которые когда-либо были экспериментальным путем обнаружены на Земле, и «темное вещество» — какой-то другой вид частиц, который не может быть ничем, что нам уже доводилось непосредственно наблюдать. Масса (и, следовательно, энергия) обычного вещества в основном сосредоточена в ядрах атомов — протонах и нейтронах, однако и электроны также вносят свой вклад. Обычное вещество включает вас, меня, Землю, Солнце, звезды и весь газ, пыль и камни во Вселенной. Мы знаем, сколько всего этого вещества, и его совершенно точно недостаточно для того, чтобы объяснить все обнаруженные в галактиках и кластерах гравитационные поля. Таким образом, должно существовать некое темное вещество. Никакие известные нам частицы его не образуют, зато физики-теоретики составили впечатляющий список возможных кандидатов, включая «аксионы», и «нейтралино», и «частицы Калуцы—Клейна». При всем при этом обычное вещество составляет приблизительно 4 % энергии во Вселенной, темное вещество — примерно 22 %, а темная энергия — оставшиеся 74 %. Создание или непосредственное обнаружение темной материи — важнейшая задача современной экспериментальной физики. Подробнее об этом — в работах: Hooper, D. Dark Cosmos: In Search of Our Universe’s Missing Mass and Energy. New York: HarperCollins, 2007; Carroll, S. M. Dark Matter and Dark Energy: The Dark Side of the Universe / Лекции на DVD. Chantilly, VA: Teaching Company, 2007; Gates, E. I. Einstein’s Telescope. New York: W. W. Norton, 2009.