Мартин Рис - Всего шесть чисел. Главные силы, формирующие Вселенную [litres]

В нашей Вселенной большая часть массы представлена в виде темной материи, а не в виде обычных атомов. Но достаточно ли сделать число Ω точно равным единице, чтобы полностью обеспечить «критическую плотность»? Предполагаемого количества атомов в галактиках и их скоплениях для этого не хватает. Тем не менее темная материя, равномерно распространенная по Вселенной, не влияла бы ни на внутреннее движение внутри скоплений, ни на возникающее вследствие влияния скоплений преломление света, увеличивающее и искажающее изображения далеких галактик. В силу вышесказанного она была бы еще более неуловимой. Дополнительное вещество выдавало бы свое присутствие, только воздействуя на космическое расширение в целом. Следовательно, можем ли мы узнать, как меняется скорость расширения?

В принципе это, конечно же, возможно. Красное смещение отдаленного объекта указывает нам, как он двигался, когда испустил луч света, по сравнению с тем, как он движется сейчас. Оценивая красное смещение и расстояние до отдаленных галактик (или каких-либо других объектов), мы можем найти скорость расширения в более раннюю эпоху, и сравнение с нынешней скоростью может дать нам сведения о том, как она изменилась, если вообще менялась.

Любые изменения в скорости расширения будут настолько плавными, что их можно заметить по прошествии нескольких миллиардов лет, поэтому их нельзя обнаружить никак иначе, кроме как наблюдая за объектами, отстоящими от нас на несколько миллиардов св. лет. Само по себе это не вызывает никаких затруднений, потому что превосходные телескопы с десятиметровыми зеркалами могут «нырнуть» во времена, кода возраст Вселенной составлял всего одну десятую от сегодняшнего. Гораздо серьезнее проблема поиска отдаленных объектов, которые были бы достаточно стандартны и при этом выглядели бы иначе, чем соседствующие с ними области, потому что мы наблюдаем их на более раннем этапе эволюции.

Объекты, у которых проще всего обнаружить красное смещение, – это квазары, высокоактивные центры галактик. Они совершенно не годятся на роль «стандартных светил» – квазаров со схожим красным смещением (другими словами, находящихся на одинаковых расстояниях), поскольку демонстрируют широкий разброс наблюдаемой светимости. Куда хуже то, что мы их настолько плохо понимаем, что не знаем, как их внутренние характеристики могут меняться при старении Вселенной.

Сами галактики мы знаем несколько лучше, чем квазары (хотя они и не такие яркие), и сейчас можем наблюдать у них подобное красное смещение, но тут есть свои сложности. Во Вселенной столько же видов галактик, сколько животных в зоопарке, и они с трудом поддаются классификации. С возрастом галактики развиваются. Происходит это по нескольким причинам: звезды эволюционируют и гибнут; новые звезды формируются из газа; к галактикам могут добавиться новые звезды – после захвата более мелких соседей (это называется «галактическим каннибализмом»).

Галактики слишком сложны, значительно отличаются друг от друга, и мы по-прежнему их недостаточно хорошо знаем, чтобы они могли служить «стандартными светилами». Мы понимаем их гораздо хуже, чем отдельные звезды. Одиночные звезды чересчур тусклы, чтобы их можно было обнаружить на космологических расстояниях: наши телескопы могут найти только целые галактики, уловив общий свет от миллиардов отдельных звезд. Но некоторые звезды в пору умирания взрываются, образуя сверхновые, и в течение нескольких дней сияют почти так же ярко, как целые галактики, состоящие из миллиардов звезд.

Особый вид сверхновых, имеющий обозначение «тип Iа», сигнализирует о своем появлении неожиданным термоядерным взрывом в центре умирающей звезды, когда ее сгорающее ядро достигает определенного минимума массы и становится нестабильным. Это, по существу, ядерная бомба с некоторой определенной мощностью. Физика происходящего процесса полностью ясна, и его детали для нас не очень важны. Важно то, что сверхновая Iа может расцениваться как «стандартное светило», достаточно яркое, чтобы его можно было обнаружить на больших расстояниях. По его яркости теоретически возможно сделать выводы о подлинных расстояниях и, также измерив красное смещение, связать скорость расширения и расстояние в прошлую эпоху. Специалисты по космологии надеялись, что такие измерения позволят определить, имеет ли место небольшое замедление (которое должно быть, если мы правильно оцениваем количество всей темной материи) или некоторое ускорение расширения, которого можно ожидать, если, как подозревают многие теоретики, существует достаточное количество дополнительной темной материи, чтобы составить всю «критическую плотность», вследствие чего Вселенная напоминала бы простейшую теоретическую модель.

Эти сверхновые, кстати, демонстрируют и другую тенденцию, которая напрямую связана с их красным смещением: кажется, что те из них, которые находятся особенно далеко и дают наибольшее красное смещение, вспыхивают и горят медленнее, чем более близкие сверхновые того же типа. Это именно тот эффект, которого мы ожидали: часы на удаляющемся объекте должны идти медленнее. Если он будет «сигналить» через определенные промежутки времени, последним сигналам придется пройти большее расстояние, поэтому интервалы между их прибытием увеличатся {14} 14 Следующие друг за другом «гребни волн» в излучении любого атома или молекулы связаны с их колебанием, которое, в сущности, является микроскопическими часами. Вершины волн прибывают медленнее, когда источник удаляется и длина волны увеличивается. .

Процесс вспышки и затухания сверхновой сам по себе напоминает часы, поэтому замедление «кривой блеска», пропорциональное красному смещению, – это именно то явление, которого мы должны ожидать, если она отдаляется. В статической вселенной этому не могло быть никакого естественного объяснения. Это лучший ответ на гипотезу о том, что красное смещение является в некотором роде «эффектом усталости» света.

С социальной точки зрения астрономия является «большой наукой»: она требует сложного и дорогостоящего оборудования. Но сами по себе исследовательские программы не нуждаются в командной работе, которая необходима, например, в лабораториях, где используются мощные ускорители для изучения субатомных частиц. Астрономы по-прежнему могут оставаться одиночками, ведущими индивидуальные проекты, для которых требуется несколько ночей наблюдений на большом телескопе (что-то они могут делать и на небольших телескопах, как те астрономы, которые первыми открыли планеты, обращающиеся вокруг других звезд). Но мероприятия по наблюдению за сверхновыми в интересах космологии требуют продолжительных усилий многих сотрудников и использования нескольких телескопов. Первая непростая задача – поймать какое-то количество фотонов (слабых следов света), оставленных миллиарды лет назад взрывом звезды. Далекие сверхновые выявляются с помощью повторяющихся наблюдений одного и того же участка неба, в процессе которых ищут случайные, появляющиеся время от времени точки света в отдаленных галактиках. Поиски проводятся с помощью телескопов среднего размера, потому что большие приборы настолько востребованы, что в их рабочем графике невозможно выделить достаточно времени на полную программу, даже такую важную. Каждая сверхновая должна наблюдаться систематически, чтобы измерить видимую яркость так точно, как только возможно, и выстроить кривую блеска. Желательно это делать с помощью наземного телескопа с десятиметровым зеркалом или Космического телескопа имени Хаббла. Анализ поступающей информации и проверка ее надежности само по себе непростое дело.