Космология сегодня

Ровно десять лет назад группа учёных опубликовала в специализированном журнале «Astrophysical Journal» статью, которая не только была признана важнейшей научной публикацией года, но и заставила специалистов кардинально пересмотреть господствовавшие в то время космологические представления. Собственно, именно тогда космология – наука о Вселенной – и стала наукой в полном смысле этого слова. До этого астрономы, избравшие в качестве предмета своих научных интересов более конкретные объекты, нежели Вселенная в целом, пренебрежительно именовали космологию разделом философии или даже теологии, поскольку о прямых наблюдениях тех закономерностей и эффектов, о которых толковали специалисты-космологи, конечно, не могло быть и речи. Однако та публикация, появившаяся осенью 1998-го года, кардинально изменила ситуацию. Авторы статьи впервые указали на то, что Вселенная не просто расширяется – этот факт американский астроном Эдвин Хаббл (Edwin Hubble) обнаружил ещё в 1929-м году, – а расширяется всё быстрее и быстрее. Это открытие дало мощнейший толчок космологии, так что сегодня она уже относится к самым динамично развивающимся направлениям астрономии. Соответственно, растёт и объём достоверных знаний о Вселенной, включая самые фундаментальные. Маттиас Бартельман (Matthias Bartelmann), профессор астрофизики Гейдельбергского университета, поясняет:

Сегодня вы можете сказать, что возраст Вселенной составляет 13 миллиардов 700 миллионов лет – плюс-минус 200 миллионов. А ещё совсем недавно подобное заявление сочли бы просто шуткой.

Это и понятно. Методы измерения возраста звёзд и галактик были ненадёжными, результаты многих наблюдений допускали различные, порой противоположные толкования. А кроме того, измерения выявили, так сказать, крупную недостачу массы во Вселенной. Профессор астрофизики Густав Андреас Тамман (Gustav Andreas Tammann), сегодня пенсионер, более четверти века руководивший Астрономическим институтом Базельского университета, говорит:

Материю во Вселенной можно обнаружить по-разному. Прежде всего, это, конечно, те светящиеся объекты, которые действительно видны на небе. Но ведь можно задаться вопросом: сколько материи требуется для того, чтобы вызвать определённые процессы, реально имеющие место во Вселенной: звёзды обращаются вокруг центров своих галактик; кластеры, то есть скопления галактик, сами перемещаются и взаимодействуют с другими кластерами; и это позволяет вычислить массу той материи, которая определяет все эти движения, даже если её и не видно. Так вот, существует просто разительное несоответствие между тем, что мы непосредственно наблюдаем на небе, и тем, что мы косвенно выводим из закона всемирного тяготения.

Оказалось, что доля "обычной" материи, из которой состоят все наблюдаемые космические объекты, а также Земля, окружающие нас предметы, да и мы сами, составляет не более 5-ти процентов общей массы Вселенной. Ещё примерно 23 процента массы Вселенной приходится на материю непонятной нам природы. Она получила название "тёмной материи", поскольку совершенно невидима и проявляет себя лишь гравитационными эффектами. Судя по всему, эта тёмная материя состоит из неизвестных пока науке элементарных частиц. Однако в сумме видимая и тёмная материи всё равно составляют менее 30-ти процентов массы Вселенной. Сделать некоторые предположения о том, что же такое остальные 70 с лишним процентов, как раз и позволила опубликованная 10 лет назад статья. Её авторы наблюдали за вспышками сверхновых. Сверхновые – это звёзды, завершающие свою эволюцию гигантским взрывом. В зависимости от массы и строения исходной звезды сверхновые делятся на 2 типа, причём 1-й тип имеет три разновидности – a, b и c. Авторы статьи изучали сверхновые типа 1а, предшественниками которых являются двойные звёздные системы. Дело в том, что для определения расстояния до других галактик в астрономии принято измерять их красное смещение, то есть сдвиг спектральных линий всех химических элементов в длинноволновую – красную – сторону. Согласно закону Хаббла, это смещение тем больше, чем дальше от нас находится наблюдаемый объект. Соотношение между расстоянием и величиной красного смещения именуется постоянной Хаббла. Понятно, что для её определения нужно было измерить красное смещение каких-то объектов, расстояние до которых может быть вычислено иным способом. Для этого в астрономии используют объекты, называемые "стандартными свечами", поскольку их светимость уже известна с высокой точностью. Почти идеальными "стандартными свечами" как раз и являются сверхновые типа 1а, поскольку они обладают высокой яркостью и вспыхивают тогда, когда масса исходной звёздной системы типа "двойной белый карлик" достигает строго определённого значения. Поэтому авторы той знаменитой теперь статьи и обратились к сверхновым этого типа. "Нам пришлось преодолеть немало трудностей, прежде всего, при наблюдении наиболее удалённых сверхновых – ведь до Земли их свет почти не доходил", – вспоминает один из участников исследования, сотрудник Европейской Южной обсерватории Бруно Ляйбундгут (Bruno Leibundgut):

Я тогда анализировал спектр одной такой сверхновой и вычислил, что в определённом диапазоне длин волн мы за час регистрировали всего лишь 5 фотонов. Наблюдать и анализировать такой спектр невероятно трудно. Я потратил тогда целых 2 месяца на один этот спектр.

Эти утомительные наблюдения позволили Бруно Ляйбундгуту и его коллегам рассчитать скорость расширения Вселенной. Согласно общепринятой сегодня теории Большого взрыва, основанной на вычислениях Хаббла и получившей название "стандартной модели", Вселенная возникла в результате спонтанного взрыва невообразимо плотной и горячей материи, сконцентрированной в одной точке величиной меньше булавочной головки. Эта точка при взрыве выбросила почти немыслимое количество энергии. Из обломков Большого взрыва и образовались все галактики, звёзды и планеты. Момент взрыва принят за начало отсчёта времени, поскольку до него классические представления о пространстве и времени не действовали. С тех пор Вселенная расширяется, а её средняя плотность, соответственно, уменьшается. Но если для объяснения начала Вселенной есть общепринятая теория Большого взрыва, то для её конца господствующей концепции 10 лет назад не существовало. Две основные теории – "закрытой" и "открытой" Вселенной – имели примерно равное количество сторонников. Теория "закрытой" Вселенной исходила из гипотезы о том, что её расширение когда-нибудь прекратится и уступит место сжатию, которое закончится коллапсом – Большим хлопком, в результате которого вся материя – галактики, звёзды, планеты и атомы – разрушится и придёт в своё исходное, первоначальное состояние, предшествовавшее Большому взрыву. Некоторые учёные полагали, что после этого снова произойдёт Большой взрыв, и весь цикл "расширение-сжатие" повторится – как, возможно, уже повторялся в прошлом и повторится в будущем бессчётное число раз. Теория "открытой" Вселенной исходила из предположения, согласно которому Вселенная будет продолжать расширяться бесконечно долго, становясь всё более холодной, пустой и мёртвой. Так или иначе, наиболее логичным представлялось допущение, что сразу после Большого взрыва Вселенная расширялась чрезвычайно быстро, а потом этот процесс постепенно стал замедляться. Именно эту гипотезу и планировали подтвердить своими наблюдениями и расчётами авторы той знаменитой теперь статьи, – вспоминает Бруно Ляйбундгут:

Мы вели измерения один год, другой, и когда первый блок данных был готов, его взялся обрабатывать наш американский коллега Адам Рис (Adam Riess), и вот он нам сообщил, что вместо замедления у него получается ускорение. Это было его электронное письмо всем участникам проекта, и мы все дружно сказали, что этого быть не может. Два месяца мы безуспешно пытались найти ошибку в расчётах, а потом решили: нет так нет, мы опубликуем свою работу, и пусть другие ищут ошибку.

Было это, как уже сказано, ровно 10 лет назад:

И мы опубликовали нашу работу, написав, что получается, будто здесь имеет место космологическая постоянная. Собственно говоря, мы обнаружили, что видимая яркость очень удалённых сверхновых по сравнению с яркостью менее удалённых существенно ниже, чем предсказывала теория. В принципе имелось несколько возможностей попытаться объяснить этот феномен. Но мы тогда остановились на наиболее простом объяснении, предположив, что удалённые сверхновые на самом деле удалены от нас на ещё большее расстояние, чем вытекало из модели. И отметили, что должна быть некая сила, которая эти космические объекты от нас отталкивает – или нас от них, если хотите.

Эти данные были практически сразу же подтверждены работой другой группы астрофизиков – под руководством Сола Пёрлмуттера (Saul Perlmutter). Работы поставили специалистов в тупик, – вспоминает Густав Андреас Тамман:

Вообще-то масса, которой обладает материя во Вселенной, должна была бы постепенно тормозить это расширение, а вместо этого, как мы видим, процесс непрерывно ускоряется. Тут мы имеем дело с действием этой самой космологической постоянной.

Космологическая постоянная – безразмерная константа, обычно обозначаемая прописной греческой буквой "лямбда", – была введена в 1917-м году Альбертом Эйнштейном в уравнения Общей теории относительности – для того, чтобы получить статическое, то есть независимое от времени, решение. Отрицательное значение этой константы означает наличие во Вселенной дополнительной силы притяжения, то есть гравитации, положительное – силы отталкивания, то есть антигравитации. Когда Эдвин Хаббл обнаружил, что галактики разлетаются и что, следовательно, Вселенная является вовсе не стационарной, как считалось раньше, а расширяющейся эволюционирующей системой, Эйнштейн отказался от своего допущения и вычеркнул лямбда-член из своих уравнений. Более того, великий физик позднее говорил, что считает введение космологической константы в уравнения Общей теории относительности самой большой своей ошибкой. Однако теперь, после публикации данных о светимости сверхновых, считать лямбду равной нулю было уже невозможно. И перед учёными встал целый ряд вопросов: каков физический смысл этой постоянной, каково её численное значение и действительно ли оно не менялось на протяжении всей истории возникновения и развития Вселенной. Но никаких сколько-нибудь убедительных ответов на эти вопросы до сих пор нет. Зато астрофизики заговорили о "тёмной энергии", равномерно заполняющей всё пространство Вселенной и действующей в космологических масштабах. Эта загадочная "тёмная" энергия как раз и составляет те самые недостающие 70 с лишним процентов массы Вселенной, о которых мы говорили в начале передачи. В очень упрощённом виде космологическую постоянную можно представить себе как материю, обладающую странным и непривычным для нас свойством – не притягивать, а отталкивать. Маттиас Бартельман поясняет:

Тёмная энергия проявляет себя в космологии только косвенно. Причём наиболее важным её свойством можно считать то, что она вообще не конденсируется, не образует каких-либо структур. Это лишает нас даже тех возможностей наблюдения, которыми мы ещё располагаем в отношении тёмной материи. Ни измерение динамических параметров, ни изучение эффекта гравитационной линзы и тому подобные методы наблюдения применительно к тёмной энергии не годятся. Единственное, что мы видим, – это её косвенное влияние на историю расширения Вселенной.

Собственно говоря, и тезис о том, что тёмная энергия составляет более 70-ти процентов от общей массы Вселенной – не более чем гипотеза. Ведь ни о каких прямых измерениях не может быть и речи. И всё же для подобного утверждения есть основания, – считает Маттиас Бартельман:

Если бы этот тезис базировался только на данных, полученных в ходе наблюдения за сверхновыми типа 1а, то астрофизики и космологи были бы настроены гораздо более скептически. Однако мы располагаем и другими данными – прежде всего, результатами измерения космического фонового, или, как его ещё называют, реликтового микроволнового излучения. Это своего рода донёсшееся к нам сквозь миллиарды лет эхо Большого взрыва, дошедший до наших дней пережиток оптического свечения раскалённого газа, заполнявшего всю Вселенную на ранней стадии её существования. Так вот, из этих измерений известно, что сумма плотностей всех источников энергии во Вселенной имеет вполне определённое значение. И в то же время мы знаем, что вклад в эту величину всей материи – как видимой, так и "тёмной", – составляет менее 30-ти процентов. Ясно, что остальные 70 с лишним процентов должны покрываться за счёт какого-то другого источника. Сама собой напрашивается гипотеза о том, что этим источником является тёмная энергия – тем более, что это предположение подтверждается результатами наблюдения за сверхновыми – или, по крайней мере, им не противоречит.

Тут следует отметить, что некоторые учёные связывают тёмную энергию не с космологической постоянной, а с возбуждениями некоего скалярного, то есть не имеющего направления, динамического поля, именуемого квинтэссенцией. В отличие от неизменной космологической константы, плотность квинтэссенции, согласно этой гипотезе, может меняться как во времени, так и в пространстве. Правда, пока никаких данных, подтверждающих существование квинтэссенции, получить не удалось, но это не лишает гипотезу права на существование. Может быть, в этой неопределённости и состоит особая притягательность космологии. Даже такой опытный и заслуженный астрофизик как профессор Густав Андреас Тамман признаёт:

Лично я считаю, что, в конечном счете, полностью постичь Вселенную никогда не удастся. Да и сам Большой взрыв, который положил начало Вселенной, в конце концов, так и останется гипотезой, и мы никогда не сможем со всей определённостью сказать, например, конечна Вселенная или бесконечна. То есть существуют вопросы, ответы на которые, с моей точки зрения, нам знать не дано. Поэтому я не устаю радоваться тому, что науке вообще удаётся совершать открытия, и меня не слишком удручает то, что в природе познано далеко не всё.