2. Что же касается параметра замедления, то о нем говорилось на пресс-конференции на съезде Американского астрономического общества в январе 1998 года, которую я пропустил. Через 38 лет после статьи Сэндиджа о «двух числах» стало ясно, что расширение Вселенной никогда не прекратится.
Это, конечно, не означает, что в прошедшие годы у ученых не было разных мнений и предпочтений. Как уже говорилось в главе 11, плоская Вселенная с плотностью, равной критической, представлялась многим астрономам «эстетически привлекательной», и не без оснований. Данные наблюдений далеких областей Вселенной свидетельствовали о том, что общая кривизна Вселенной – независимо от ее знака – должна быть сравнительно мала, так как в противном случае она бы проявилась в результатах подсчета галактик. В случае плоской евклидовой геометрии количество галактик в заданной области неба растет пропорционально квадрату расстояния. Из-за этого далеких и тусклых галактик гораздо больше, чем более близких и ярких. В сильно искривленной Вселенной должны наблюдаться измеримые отклонения от этого закона обратных квадратов.
Так что если кривизна и отлична от нуля, то наша Вселенная либо едва замкнута, либо едва открыта, так как в противном случае эту кривизну давно бы заметили. А это по меньшей мере странно. Поскольку теория Большого взрыва не накладывает никаких ограничений на кривизну и тип геометрии нашего мира, то непонятно, почему Вселенная должна быть чрезвычайно близкой к плоскому виду, но при этом не совсем в точности плоской. Представляется более правдоподобным, что по какой-то причине кривизна Вселенной должна быть в точности равной нулю.
Благодаря пионерской работе физика-теоретика Алана Гута космологи считают, что дело тут в инфляции. Согласно инфляционной гипотезе Гута, разработанной в конце 1979 года, опубликованной в 1981-м и впоследствии развитой и улучшенной российско-американским физиком Андреем Линде, новорожденная Вселенная в первые 10–35 секунд своего существования прошла через стадию быстрого экспоненциального расширения, за время которой ее размер удвоился примерно 100 раз подряд3. Результатом столь невероятного расширения стала современная не отличимая от нулевой кривизна Вселенной независимо от того, насколько ее геометрия могла быть искривлена изначально. Дело в том, что кривизна экспоненциально расширяющейся Вселенной быстро уменьшается с увеличением размера – совсем как кривизна земной поверхности намного менее заметна, чем кривизна бильярдного шара.
Про инфляцию можно написать целую книгу, как это сделали Гут и ряд других авторов. Но хотя эта гипотеза решает многие наболевшие проблемы космологии, она все еще остается довольно спорной, а ее технические аспекты не имеют особого отношения к вопросу темной материи, и поэтому я здесь не собираюсь особенно углубляться в детали4. Достаточно сказать, что инфляционная теория дала космологам достаточные основания полагать, что наша Вселенная идеально плоская, что означает одну важную вещь – она должна иметь критическую плотность. А поскольку теория нуклеосинтеза Большого взрыва говорит нам, что средняя плотность барионной материи может составлять лишь 5 % критической плотности, то из теории инфляции следует наличие во Вселенной огромного количества небарионной материи.
Физик Сол Перлмуттер из Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли просто решил узнать это количество. Не путем поисков темной материи, как это делали другие, а путем измерения замедления расширения Вселенной. Чем сильнее это замедление, тем больше материи – видимой и темной – должно содержаться во Вселенной. (Разумеется, пустая Вселенная совсем не должна замедляться.) Для определения темпа замедления Перлмуттер занялся поиском сверхновых в далеких галактиках в ходе выполнения программы, инициированной его коллегой из Беркли Карлом Пеннипакером. Сравнивая видимый блеск сверхновых с их красными смещениями, можно оценить скорость замедления расширения Вселенной – этот метод был предложен Сэндиджем и Густавом Тамманом в 1979 году.
Вот как он работает. Красное смещение характеризует то, в какой степени свет сверхновой «вытянулся» на своем пути через расширяющееся пространство, который мог занять сотни миллионов или даже миллиарды лет. По точно измеренному красному смещению ученые могли, в частности, установить, что конкретная сверхновая взорвалась в то время, когда расстояния во Вселенной были на 30 % меньше, чем сейчас. Если Вселенная все время расширялась с постоянной скоростью, то есть если параметр Хаббла действительно был постоянным, то отсюда сразу получается соответствующее время, затраченное светом на путь к нам (напомним, что расстояния увеличиваются на 0,01 % за 1,4 миллиона лет).
Но в случае замедляющейся Вселенной скорость расширения в далеком прошлом должна была быть больше современной. Это значит, что на то, чтобы вырасти до современного размера, Вселенной потребовалось меньше времени, чем в случае «инерциального» расширения с постоянной скоростью. Другими словами, время прохождения света от сверхновой в этом случае меньше, потому что соответствует меньшему расстоянию, и, значит, вспышка должна выглядеть ярче, чем можно было бы наивно полагать исходя из ее красного смещения. И для действительно далеких сверхновых наблюдалось бы отклонение от строго линейной зависимости между красным смещением и наблюдаемым блеском, и чем больше наблюдаемый избыток блеска, тем сильнее должно быть замедление расширения, свидетельствуя о повышенной плотности Вселенной.
Этот способ работает, только если все рассматриваемые сверхновые имеют одинаковую светимость. Поэтому Перлмуттер и Пеннитакер с коллегами сосредоточились на легко узнаваемых сверхновых – так называемых сверхновых типа Ia. Эти сверхновые возникают при взрыве белых карликов вследствие перетекания на них вещества близкого спутника. Когда масса белого карлика окажется на 40 % больше солнечной, давление и температура в его ядре становятся достаточно высокими, чтобы обеспечить горение углерода, и звезда заканчивает свою жизнь катастрофическим термо-ядерным взрывом. Это плохо для звезды, но хорошо для космологов: поскольку все взрывающиеся белые карлики имеют примерно одинаковую массу (1,4 массы Солнца), все сверхновые типа Ia должны иметь примерно одинаковую светимость. Это дает возможность посмотреть, насколько ярче они выглядят, чем можно ожидать исходя из их красных смещений.
Некоторые из самых далеких вспышек сверхновых были открыты с помощью космического телескопа «Хаббл» путем сравнения снимков одного и того же участка неба в разное время.
В ходе возглавляемого Пермлуттером «Проекта космологии сверхновых» (Supernova Cosmology Project) были выполнены наблюдения сначала одной, затем десятка и в конечном счете более 40 далеких сверхновых типа Ia. Это нелегкая задача, учитывая, насколько редко происходят вспышки таких звезд. Заранее не известно, где и когда появится очередная сверхновая. Но если наблюдать десятки тысяч далеких галактик, то есть шанс поймать одну или две звезды в момент их взрыва. Астрономы снимают исследуемые галактики, а потом, спустя пару недель, делают повторные снимки. Потом специальная компьютерная программа выявляет мельчайшие светящиеся пятнышки, которые появились на втором снимке и отсутствовали на первом – характерный признак вспышки сверхновой. Обнаруженные таким образом сверхновые затем наблюдают с помощью других телескопов для более подробного изучения и определения их красных смещений – эту методику первыми применили датские астрономы в Европейской южной обсерватории в Чили.
В первой половине 1990-х годов стало ясно, что «Проект космологии сверхновых» начал приносить интересные результаты. На него обратили внимание другие ученые. В 1994 году астроном Брайан Шмидт из Гарвардского университета (в 1995-м он перебрался в Австралию) и Ник Сунцефф из Межамериканской обсерватории Серро-Тололо в Чили приступили к выполнению собственной программы в надежде опередить физиков из Беркли и успеть раньше них определить параметр замедления. Вскоре возглавляемая Шмидтом и Сунцеффом «Группа поиска сверхновых с большим красным смещением» (High-z Supernova Search Team) тоже занялась поиском далеких сверхновых, используя подход, аналогичный применяемому группой из Беркли. На протяжении пяти лет две группы конкурировали друг с другом за драгоценное наблюдательное время на 3,6-метровом телескопе «Бланко» обсерватории Серро-Тололо и на космическом телескопе «Хаббл». Перлмуттер по образованию физик, а Шмидт с коллегами, среди которых был и научный руководитель его диссертации Роберт Киршнер, – астрофизики и специалисты по сверхновым. В гонку за далекими сверхновыми они вступили довольно поздно, но имели больший опыт проведения астрономических наблюдений и лучше разбирались в сложных особенностях сверхновых типа Ia благодаря опыту наблюдения более близких таких звезд. В частности, стало ясно, что выделяемая при вспышке энергия может быть разной у разных сверхновых типа Ia. А если вы не знаете истинной светимости сверхновой, то может оказаться трудно – если вообще возможно – делать какие бы то ни было выводы о расстоянии до этих объектов на основании их видимого блеска.
Бо́льшую часть этих проблем в конце концов удалось решить, главным образом благодаря работам Марка Филипса из обсерватории Серро-Тололо и Адама Рисса – еще одного аспиранта Киршнера. Филипс обнаружил, что после достижения максимума блеска сверхновые с более высокой светимостью отличаются более медленным падением блеска по сравнению с их менее энергичными звездами этого типа, так что откалибровать светимость вспышек оказалось несложно. А предложенный Риссом «метод, основанный на форме многоцветных кривых блеска» позволил еще больше повысить точность калибровки: на основе тщательных наблюдений изменений блеска сверхновой в разных фильтрах можно было даже учесть эффекты, связанные с поглощением света пылью.
К январю 1998 года у обеих конкурирующих групп уже были результаты, которые они представили на съезде Американского астрономического общества. Они пока что нашли и исследовали мало далеких сверхновых, и погрешности результатов были довольно большими. Но представленные Перлмуттером и представителем конкурирующей группы Питером Гарнавичем графики не оставляли никаких сомнений. Блеск далеких сверхновых не был сколь-нибудь заметно ярче ожидаемого на основании их красных смещений. А это означало отсутствие существенного замедления. Как минимум, его было недостаточно для прекращения расширения Вселенной.