Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

О космологической постоянной вспомнили и астрономы — в связи с проверкой закона Хаббла. Хаббловский параметр H 0позволяет оценить возраст Вселенной, однако для этого надо знать, по какому сценарию она эволюционирует. В открытой модели без космологического члена Вселенная расширяется вечно, но скорость ее расширения монотонно снижается и стремится к положительному пределу. В закрытой модели расширение сменяется сжатием, которое стягивает Вселенную в единую точку. Какой вариант осуществится, зависит от того, будет ли в начале процесса расширения средняя плотность энергии космической материи больше или меньше некоего критического значения. При строгом равенстве размер Вселенной опять-таки вечно увеличивается, но скорость ее расширения стремится к нулю. В этом и только в этом случае равна нулю и кривизна пространства (в открытых моделях она отрицательна, в закрытых — положительна), которое, следовательно, подчиняется геометрии Евклида. Правда, пространственно-временной континуум все равно остается искривленным, иначе не было бы тяготения.

Если в космосе очень мало гравитирующей материи, он эволюционирует в соответствии с открытой моделью, но скорость его расширения уменьшается столь медленно, что в первом приближении может считаться константой (она строго постоянна при нулевой плотности вещества). В этом случае время жизни Вселенной равно единице, деленной на коэффициент хаббловского закона H 0. А вот для определения возраста плоской Вселенной эту величину надо домножить на 2/3.

Вот тут-то и возникли сложности. В последнем десятилетии прошлого века астрономы уверились, что 1/H 0вряд ли превышает 15 млрд лет. С другой стороны, результаты многих наблюдений свидетельствовали, что мы, скорее всего, живем в плоском мире. Получалось, что Большой взрыв случился 2/3 × 15 = 10 млрд лет назад, что меньше установленного к тому времени возраста древнейших звездных скоплений. Из этого парадокса можно выпутаться, предположив, что эволюция Вселенной отличается от сценария плоской модели. А такие сомнения вновь наводят на мысль о космологическом члене.

Решение пришло внезапно. В первой половине 1990-х гг. два международных астрономических коллектива приступили к наблюдениям очень отдаленных сверхновых, причем, так сказать, с космологическим прицелом. Один базировался в Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли, другой — в Астрофизическом центре Гарвардского университета и Смитсоновского института. Калифорнийскую команду возглавлял Сол Перлмуттер. Конкурирующая коллаборация обходилась без формального лидера, однако у нее имелся старейшина в лице профессора астрономии Роберта Киршнера.

Обе группы начали работу в уверенности, что скорость расширения космоса падает в соответствии с фридмановской моделью с нулевой лямбдой, и хотели установить характер этого замедления, чтобы наконец-то выяснить геометрию Вселенной. Тогда считалось, что отношение плотности светящейся и темной материи к критическому параметру равно примерно 0,3; а это явно противоречило данным о нулевой кривизне Вселенной. Поэтому ученые хотели промерять темпы снижения скорости расширения Вселенной если не с начала ее существования, то хотя бы на протяжении значительной части ее истории.

Как это сделать? Предположим, что по Вселенной разбросаны объекты, которые светятся с одной и той же интенсивностью. Они расположены на неодинаковых расстояниях от нашего Солнца, и, следовательно, дошедший до нас свет излучен в разное время. Если Вселенная почти пуста и скорость ее расширения постоянна, то по пути к Земле свет пройдет бóльшую дистанцию, чем при ее замедленном расширении, так что его видимая яркость будет меньше. Следовательно, характер эволюции Вселенной можно выяснить, определив интенсивность света, пришедшего от этих тел. Отсюда же следует, что, если Вселенная разбухает с ускорением, они будут выглядеть тусклее, нежели во Вселенной с постоянной или падающей скоростью расширения.

Вот конкретный пример. Будем наблюдать за космическими маяками, расположенными в 5 млрд световых лет от нашей планеты. Теория предсказывает, что в плоской Вселенной они окажутся на 25 % ярче, чем в пустой. Эти различия можно зарегистрировать фотометрическими методами.

Но где взять такие звездные маяки? Астрономам повезло — природа подарила им сверхновые типа Ia. Об этих взрывающихся светилах мы уже говорили. Напомню, что у них примерно одинаковая пиковая светимость, в 4 млрд раз превышающая светимость Солнца. Это постоянство не абсолютно, отклонения от среднего уровня достигают 20–30 %, но с этим осложнением можно справиться.

Конечно, все просто только на словах, на практике подобные наблюдения сопряжены с гигантскими техническими трудностями (необходимо принимать в расчет космическую пыль и много чего еще). И все-таки дело тронулось с места. К концу 1997 г. астрономы гарвардской коллаборации собрали достаточно данных, чтобы утверждать, что с расстояния в 5 млрд световых лет сверхновые посылают на Землю меньше света, чем предписано моделью пустой Вселенной, не говоря уже о плоской. Первым к этому заключению пришел Адам Рисс, ныне профессор Университета Джонса Хопкинса. Он написал компьютерную программу, которая вычисляла плотность вещества во Вселенной в соответствии с собранными данными о блеске далеких сверхновых. К его изумлению, компьютер заявил, что она меньше нуля! Электронный мозг был вполне логичен. Фотометрические данные свидетельствовали, что Вселенная расширяется с ускорением, а в стандартной модели Фридмана, которая была заложена в программу, такое возможно лишь при отрицательной плотности космической материи. Тогда Рисс решил на пробу ввести в программу космологический член. Компьютеру это понравилось, он счел, что результаты наблюдений почти стопроцентно требуют такой модификации. После целого ряда контрольных вычислений Рисс ознакомил коллег со своими выводами. Они еще не раз все проверили, обсудили — и решили публиковаться. Члены коллаборации настояли на том, что подпись Рисса должна стоять первой. Эта вошедшая в историю астрономии статья [35] Riess, A. G. et al. Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and Cosmological Constant // Astronomical Journal (1998), 116: 1009–1038. была опубликована в сентябре 1998 г. Группа Перлмуттера в этом же месяце представила столь же знаменитую статью с аналогичными выводами в конкурирующее издание, The Astrophysical Journal , на страницах которого она и появилась в июне 1999 г [36] Perlmutter, S. et al. Measurement of Ω and Λ from 42 high-redshift supernovae // Astrophysical Journal (1999), 517: 565–586. . Обе публикации достойно увенчали историю науки о космосе XX в.

Астрономы и астрофизики согласились с этими выводами (и с возрождением космологической константы!) с редким единодушием. Известный американский физик-теоретик Майкл Тернер предложил назвать источник космической антигравитации темной энергией. В последующие годы результаты стратосферных и космических измерений реликтового микроволнового излучения позволили очень точно определить плотность темной энергии. По новейшим данным, она составляет около 4 кэВ (в единицах массы примерно 10 –29граммов) на см 3(плотность барионной материи почти в 20 раз меньше). Эти же данные свидетельствуют, что на протяжении первых 7 млрд лет после Большого взрыва гравитирующая материя (включая и темную) превалировала над темной энергией, и Вселенная расширялась с замедлением скорости. Однако по мере ее разбухания плотность материи уменьшалась, а плотность темной энергии не изменялась (конечно, если коэффициент при космологическом члене — действительно константа), так что в конце концов антигравитация победила. Результаты наблюдений за сверхновыми позволяют утверждать, что произошло это около 6,5 млрд лет назад.