Чтобы понять, как кривизна пространства влияет на угловой размер составляющих реликтового излучения, представьте себе время, когда оно наконец-то перестало взаимодействовать с веществом. Тогда крупнейшие отклонения от однообразия, которые только могли существовать во Вселенной, обладали размером, который космологи могут подсчитать: возраст Вселенной, умноженный на скорость света, равняется примерно 380 тысячам световых лет в поперечнике. Это то самое максимальное расстояние, на котором частицы вещества еще могли иметь друг на друга какое-либо влияние и создавать какие-либо шероховатости. В случае с большими расстояниями «новости» от других частиц просто еще не успели бы добраться куда следовало, так что их нельзя винить в нарушениях распределения реликтового излучения.
Под каким углом эти максимальные отклонения расположились бы на небе сейчас, зависит от кривизны пространства, которую можно определить, сложив ΩM и ΩΛ. Чем ближе эта сумма к единице, тем ближе кривизна пространства к нулю (то есть тем более плоское пространство мы имеем) и тем больше угловой размер наблюдаемых нами максимальных отклонений от однообразия реликтового излучения. Данная кривизна пространства зависит только от суммы двух Ω, потому что оба типа плотности провоцируют кривизну пространства одинаковым образом. Получается, что наблюдения за реликтовым излучением предлагают нам прямое значение суммы ΩM и ΩΛ, а изучение сверхновых звезд – значение алгебраической разницы между ΩM и ΩΛ.
Данные спутника WMAP показывают, что для самых заметных отклонений от однообразия реликтового излучения характерен угол 1 градус, и это означает, что сумма ΩM + ΩΛ равняется 1,02 (±0,02). Так, в рамках границ экспериментально допустимой точности мы можем сделать вывод, что ΩM + ΩΛ= 1. Значит, пространство плоское. Результаты наблюдений за далекими сверхновыми типа Ia можно резюмировать строчкой ΩΛ – ΩM= 0,46. Если мы совместим этот результат с утверждением о том, что ΩM+ ΩΛ= 1, то получим следующие значения: ΩM= 0,27, а ΩΛ= 0,73; погрешность каждого из них составляет несколько процентов. Более точные данные, полученные с помощью спутника Planck, дают значения ΩM= 0,31 и ΩΛ= 0,69. Как уже отмечалось ранее, это лучшая на сегодня оценка двух ключевых космических параметров: их неопределенность уменьшилась до ±2 %. Они демонстрируют, что на вещество – как на обычное, так и на темную материю – приходится лишь 31 % суммарной плотности вещества (или обычной энергии в его эквиваленте), в то время как на долю темной энергии приходится 69 %. Если хотите, можно рассматривать массовый эквивалент темной энергии – E/c2; тогда на долю темной энергии приходится 69 % всей массы Вселенной.
Ученые установили, что при ненулевом значении космологической постоянной относительное влияние вещества и темной энергии должны меняться с течением времени. С другой стороны, плоская Вселенная навсегда останется плоской, от своего рождения в результате Большого взрыва и вплоть до того бесконечного будущего, что ждет нас впереди. В плоской Вселенной сумма ΩM и ΩΛ всегда равна единице, а значит, если изменится одно слагаемое, то другое не сможет остаться неизменным.
В космические эпохи, наступившие вскоре после Большого взрыва, темная энергия не играла во Вселенной почти никакой роли. По сравнению с предстоящими вехами в ее истории Вселенная тогда была столь мала, что на долю ΩΛ приходилось число немногим больше нуля, в то время как ΩM практически равнялась единице. В те времена Вселенная напоминала собой пространство без какой-либо космологической постоянной. Шло время, и значение ΩM постепенно уменьшалось, зато значение ΩΛ росло в обратной к нему пропорции, сумма же неизменно оставалась равной единице. Рано или поздно, через сотню миллиардов лет от сегодняшнего дня, ΩM упадет почти до нуля, зато ΩΛ будет расти и расти, пока не приблизится по своему значению к единице. Мы видим, что история плоской Вселенной с ненулевой космологической постоянной подразумевает переход от «ранних лет», когда темной энергии отводилась самая незначительная роль, к «настоящему», когда ΩM и ΩΛ были приблизительно равны, а затем и к бесконечному будущему, в котором вещество будет распределено по Вселенной столь разреженно, что ΩM будет бесконечно стремиться к нулю, хотя сумма двух Ω все равно будет оставаться равной единице.
Наши наблюдения позволяют, с одной стороны, вычислить, что в данный момент в галактических кластерах величина ΩM составляет примерно 0,29, с другой – наблюдения за реликтовым излучением и далекими сверхновыми звездами приводят значение, скорее близкое к 0,31. С учетом экспериментальной погрешности эти два значения можно считать «совпадающими». Если мы действительно живем во Вселенной с ненулевой космологической постоянной и если эта постоянная отвечает (в паре с веществом) за формирование плоской Вселенной, как это предсказывает инфляционная модель, тогда космологическая постоянная должна иметь значение, которое, в свою очередь, приближает значение ΩΛ к 0,7 с лишним. То есть оно в два с половиной раза больше значения ΩM. Другими словами, ΩΛ сейчас выполняет основную часть работы во имя того, чтобы сумма ΩM + ΩΛ равнялась единице. Это означает, что мы уже оставили позади ту эпоху, в которой вклад вещества и космологической постоянной в поддержание плоской формы Вселенной был равен (значение каждой Ω составляло 0,5).
Прошло менее десяти лет, и прозвучавший двойной выстрел результатов наблюдений за сверхновыми звездами типа Ia и реликтовым излучением привел к переходу концепции темной энергии из статуса «какой-то там» идеи, на которой в свое время ненадолго остановился Эйнштейн, в статус непреложного космического факта о жизни. Если только в будущем не окажется, что все эти многочисленные данные получили неверную трактовку, были некорректно собраны или просто в корне неверны, нам останется лишь принять тот факт, что Вселенная никогда не сожмется в размере и не прекратит свое существование. Вместо этого нас ждет довольно скучное будущее: через сотню миллиардов лет, когда большинство звезд уже выгорит, все, кроме самых ближайших галактик, навсегда исчезнет из нашего поля зрения.
К тому времени Млечный Путь соединится со своими ближайшими соседями, создав одну огромную – гигантскую! – галактику в буквальном смысле в настоящей космической глуши. В нашем ночном небе останется сколько-то звезд, мертвых или еще функционирующих, и больше ничего. Астрофизикам будущего предстоит жить в весьма жестоком мире. Вокруг не будет ни одной галактики, которая помогла бы им отследить факт расширения Вселенной, и они, как и Эйнштейн, ошибочно предположат, что живут в статической Вселенной. Космологическая постоянная и ее темная энергия доведут Вселенную до состояния, в котором их нельзя будет не только измерить, но и в принципе вообразить.
Рекомендуем получать удовольствие от космологии, пока это еще возможно.
Глава 6. Напряжение в космосе!
С открытия темной энергии прошло не так много времени, но она уже заняла одно из главенствующих мест в списке самых волнующих вопросов существования Вселенной. К ответам на них ученые так пока и не приблизились, но их можно простить: за этот период астрофизики смогли еще точнее определить параметры, с помощью которых можно описать Вселенную на всем пути ее существования. И они продолжают работать над тем, чтобы еще точнее установить основной из них – скорость расширения. Для ее измерения ученые разработали два метода, почти равноценные по точности, однако их усилия привели к появлению еще одной животрепещущей, провокационной и многообещающей проблемы – оба метода дали совершенно разные результаты.
К такой противоречивости можно относиться по-разному. С одной стороны, воспринимать расхождение результатов как неверное, считая, что оно, вероятно, обусловлено не свойствами Вселенной, а неправильной интерпретацией, ошибками в расчетах или неточными исходными данными. С другой стороны, видеть в этом потенциал. Если мы будем работать над уточнением соответствующих знаний о космическом пространстве, его законах и истории развития либо – что еще более интересно – сможем открыть нечто новое в области базовой физики, которая лежит в основе любого космологического анализа, то сможем обрести новое понимание Вселенной.
Расхождение, о котором идет речь, касается значения основного параметра современной космологии – постоянной Хаббла H0, которая выражает скорость расширения Вселенной в настоящее время. Нужно отметить, что астрофизики описывают постоянную Хаббла в единицах «км/с на мегапарсек», то есть на сколько километров в секунду увеличиваются скорости удаления галактик с увеличением расстояний до них, измеряемых в мегапарсеках (один мегапарсек соответствует 3,26 миллиона световых лет). Один метод определения постоянной Хаббла дает значение чуть больше 67 километров в секунду на мегапарсек, а второй демонстрирует результат, который примерно на 10 % больше первого и близок к 73. Разница между этими двумя числами привела к ситуации, которую космологи часто называют «космическим напряжением», или «напряжением Хаббла». Мы могли бы дать ей и другое, гораздо более звучное имя, например «кризис космологии», чтобы привлечь еще больше внимания, но давайте ограничимся словом «напряжение» и подумаем лучше вот о чем: «Что означает данное явление для нас и в целом для науки?»
Если мы обратимся к истории, то заметим, что нынешнее взволновавшее всех расхождение в оценках больше похоже на сближение. До появления телескопа «Хаббл» выдающиеся астрофизики, которые делали попытки определить значение постоянной Хаббла, расходились в своих оценках ровно в два раза: одни принимали за верное число 50, а другие – 100. Учитывая, какое напряжение породила разница между значениями 67 и 73, занимающая ученых сегодня, можно представить, как далеко мы продвинулись за одну жизнь.