А что будет дальше? Мы принимаем, что Вселенная расширяется, она заполнена материей, и эта материя притягивает другую материю с помощью силы тяжести, поэтому расширение должно замедляться. Вопрос о том, почему Вселенная не рушится, больше не стоял. Вставал другой: а когда-нибудь вообще придет конец Вселенной?
Джеймс Чедвик, британский физик, открывший нейтрон и фотоядерную реакцию (1981–1974)
Еще со времен открытия Хабблом расширения Вселенной астрономы знали, как измерять замедление расширения, по крайней мере, в принципе. Хаббл использовал соотношение между периодом пульсации цефеид и абсолютной яркостью переменной звезды (чем дольше период, тем ярче переменная звезда), открытое Генриеттой Суон Ливитт, для определения расстояний до ближайших галактик. Он также использовал красное смещение для этих галактик как эквивалент их скоростей, когда они удалялись от нас. Построив график этих расстояний и скоростей, Хаббл пришел к выводу, что они прямо пропорциональны друг другу: чем больше расстояние, тем выше скорость. Чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется. Но расширяется ли Вселенная на одной и той же скорости? У Хаббла получилась прямая линия под углом 45 градусов, и если скорость расширения Вселенной постоянна, она должна оставаться такой, отражая расстояния, видимые в телескоп.
Но Вселенная заполнена материей, и материя притягивается к другой материи, так что расширение не может быть единообразным. Галактики нарушат прямую линию Хаббла. И то, насколько они отклоняются от прямой линии, скажет, насколько они ярче в этом конкретном красном смещении, чем были бы, если бы Вселенная расширялась на постоянной скорости. А то, насколько они ярче, подскажет, насколько замедляется расширение.
Требовалось и дальше составлять графики соотношения расстояния и скорости. Для оси скорости ученые все еще могли использовать красное смещение, однако с расстоянием возникли проблемы. Переменные звезды видны только в относительно близких галактиках. Для наблюдений на дальние расстояния астрономам требовался другой источник света со стандартной яркостью, небесные тела, которые можно поместить в закон Ньютона.
Обсерватория на горе Паломар, середина 1930-х
С весьма интересным предложением выступил уже упоминавшийся Фриц Цвикки, который изучал взаимодействие галактик и нейтронные звезды и вместе с немецким астрономом и астрофизиком Вальтером Бааде (1893–1960) предположил, что они являются остатками взрывов сверхновых. Ученые пришли к выводу, что при определенных обстоятельствах в центре звезды может произойти цепь ядерных реакций – и произойдет схлопывание звезды. Схлопывание будет происходить на скорости 40000 миль в секунду, создаст сильнейшую ударную волну, которая приведет к взрыву внешних оболочек звезды. Ультракомпактная звезда будет составлять не более 60 миль в диаметре и состоять из нейтронов Чедвика (в то время нейтроны называли таким образом в честь человека, который открыл нейтрон – Джеймса Чедвика, удостоенного Нобелевской премии по физике в 1935 году как раз за это открытие).
К этому времени астрономы уже определили класс звезд, которые внезапно начинали светиться ярче, затем тускнели, это явление получило название «нова» или «новая звезда», потому что внезапное более яркое свечение могло означать, что она новая для нас. Цвикки и Бааде решили, что схлопывающиеся звезды заслуживают отдельного названия – сверхновые. Цвикки тут же занялся поиском сверхновых, спроектировал 460-миллиметровый телескоп, который стал первым на горе Паломар астрономическим инструментом, а газеты и журналы на всей территории США рассказывали о том, сколько «звездных самоубийств» ему удалось обнаружить.
Тем временем Бааде предположил, что сверхновые, возможно, могут использоваться как «стандартные свечи», поскольку относятся к тому же классу объектов, что и другие звезды, однако должно пройти какое-то количество лет перед тем, как в распоряжении ученых появятся необходимые данные.
Проект «Сверхновые для космологии»
Ожидание затянулось на полвека. Для организации Центра астрофизики частиц Национальный Фонд содействия развитию науки в 1988 году выделил Калифорнийскому университету 6 млн долларов. Этот Центр начал использовать различные подходы к раскрытию тайны темной материи. Один из них – обнаружение частиц темной материи в лаборатории. Другой – поиск темной материи в космосе. Третья группа ученых исследовала темную материю на основе имеющихся теорий. Четвертая попыталась определить, сколько темной материи во Вселенной, и сколько вообще материи.
Группа под руководством Сола Перлмуттера и Карла Пеннипакера (первого официального руководителя группы) работала над космологическим проектом «Сверхновые», который также называется «Сверхновые для космологии» или «Космологический проект по изучению сверхновых». Его основной целью было определение космологических параметров Вселенной по наблюдениям далеких сверхновых типа Ia. Дело в том, что сверхновые типа Ia обладают замечательным постоянством в максимуме блеска и поэтому их можно использовать в качестве «стандартных свечей» – объектов, истинная мощность излучения которых известна, и следовательно, их можно применять для точных оценок расстояний. Если пронаблюдать кривую блеска далекой сверхновой и найти ее видимую звездную величину в момент максимума блеска, то, сравнив эту величину с истинной светимостью, можно легко определить расстояние до звезды. С другой стороны, расстояние до этой же звезды можно оценить по ее красному смещению и по задаваемой космологической модели. Сопоставив данные для множества сверхновых в широком диапазоне, можно оценить основные параметры Вселенной – значение постоянной Хаббла, плотность вещества, кривизну пространства.
Что такое сверхновая? Можно сказать, «сверхновая звезда» или «вспышка сверхновой». Это явление, в ходе которого звезда резко меняет свою яркость на 4–8 порядков, то есть десятков звездных величин, затем происходит сравнительно медленное затухание вспышки. Оно происходит в конце эволюции некоторых звезд и сопровождается выделением огромной энергии. Это природный катаклизм. Сверхновые звезды наблюдаются постфактум, то есть когда событие уже произошло, а излучение достигло Земли. Поэтому природа сверхновых долго была неясна. Предлагалось и предлагается много сценариев, приводящих к подобным катаклизмам. Сверхновой дается название, которое составляется из букв SN (supernova – сверхновая на английском), после которых ставят год открытия, а потом одно– или двухбуквенное обозначение. Первые 26 сверхновых текущего года (то есть открытых в текущем году) получают однобуквенные обозначения из заглавных букв от A до Z (буквы английского и латинского алфавита). Остальные сверхновые получают двухбуквенные обозначения из строчных букв: aa, ab… az, ba, bb… bz и так далее. Неподтвержденные сверхновые обозначают буквами PSN (possible supernova – возможная сверхновая) с небесными координатами.
Но для оценки параметров Вселенной вначале сверхновую нужно открыть (это можно сделать и на небольшом телескопе, так как в максимуме блеска она может затмить излучение целой галактики), потом получить ее спектр, убедиться, что она относится к нужному типу, и построить кривую блеска, чтобы с хорошей точностью оценить ее блеск в максимуме. Однако для дальнейшей работы требуются уже крупные телескопы. Но дело в том, что время работы на крупных телескопах, количество которых весьма ограничено, распределено на полгода, а то и на год вперед. Никто не может заранее сказать, когда вспыхнет та сверхновая, для изучения которой понадобится крупный телескоп. Блеск сверхновой нарастает очень быстро – если повезет, то до максимума блеска у наблюдателей есть лишь 1–2 недели.
Решение проблемы с крупными телескопами предложил Сол Перлмуттер. Поскольку Луна делает невозможными наблюдения слабых далеких объектов, начинать работу следует вскоре после новолуния. Относительно небольшие телескопы, которые имелись в распоряжении группы практически в любое время, использовались для получения снимков нескольких десятков участков на небе, причем для увеличения числа объектов следовало наблюдать далекие скопления галактик. Затем, в начале следующего новолуния, эти области снова наблюдали и, используя имеющуюся аппаратуру, сравнивали изображения и выделяли появившиеся за это время точечные объекты.
После исключения возможных дефектов изображений и следов космических частиц остаются кандидаты в сверхновые звезды. Эти кандидаты тут же исследуют на крупном телескопе, время работы на котором было заранее заказано на нужные даты. Такой подход позволяет почти гарантированно открывать вновь возникшие сверхновые, причем, чем больше галактик попало в исследуемую область неба, тем больше вероятность открыть сверхновую. Группа под руководством Перлмуттера успешно использовала эту методику.
Вначале они работали на Канарских островах, ведя наблюдения с помощью двух телескопов, 2,5-метрового и 4,2-метрового, и открыли самую далекую на тот момент сверхновую. В дальнейшем поиск сверхновых производился на 4-метровых телескопах в Австралии и в Чили, а спектральные наблюдения – на одном из 10-метровых телескопов-близнецов в обсерватории на Гавайях. В 1994 году у Перлмуттера уже были результаты наблюдений семи открытых его группой далеких сверхновых. С такими результатами стало легче получать время на крупных телескопах.
Эрнест Лоуренс, американский физик-ядерщик (1901–1958)
Но в Национальной лаборатории в Беркли над раскрытием тайны темной материи работали и другими методами. В конце 1920-х годов физик Эрнест Лоуренс, в честь которого лаборатория была названа, придумал ускоритель частиц, в котором частицы выстреливались не по прямой линии, как в линейных ускорителях, а двигались кругами. Изобретение получило официальное название циклотрон, и неофициальное – «карусель для протонов».
Диаметр первого циклотрона составлял 13 см и его легко могли установить в любой физической лаборатории. В 1940 году диаметр циклотрона достиг уже 4,7 м. Одним из самых известных ученых, работавших в этом направлении и оказавших большое содействие Перлмуттеру, был Луис Альварес, физик-экспериментатор, которого интересовали ускорители частиц, физика элементарных частиц, атомная и ядерная физика, оптика, радиолокация и многое другое. Он – лауреат Нобелевской премии по физике, но широкой общественности скорее известен другими своими достижениями, хотя и сделанными с помощью физики. Например, покадровый анализ так называемого фильма Запрудера – любительской съемки в Далласе в день убийства Джона Кеннеди.