Во-первых, ядра атомов постоянно испытывают те или иные природные колебания, следовательно, физики должны удерживать их в полном покое, дабы избежать ложных показаний приборов. Кристаллы, например, приходится охлаждать до температуры, предельно близкой к абсолютному нолю, при которой прекращается всякое движение. Но на таком морозе и датчики замрут; добиться от них нормальной работы будет невероятно сложно. Вторая помеха — космическая радиация.
Земную поверхность непрерывно бомбардируют потоки быстрых частиц из космоса. При каждом их попадании аппаратура выдает показания, ничем не отличающиеся от предполагаемой поимки вимпа. Значит, поиски нужно вести глубоко под землей, куда не проникнет посторонний космический мусор. Из-за этого экспериментаторам приходится устраивать лаборатории в самых труднодоступных местах планеты. Итальянская исследовательская группа поместила датчики под подошвой горы. В Соединенном Королевстве охота за нейтралино идет на километровой глубине, в залежах калийной соли, где штреки давних выработок тянутся под океанское ложе. Американцы выслеживают темную материю в заброшенных железных копях на севере Миннесоты, в семистах метрах под поверхностью земли.
Представив себе труд в подобных условиях, можно оценить серьезность намерений ученых. Тем не менее пока им ничего не удалось поймать. Экспериментальные поиски темной материи ведутся второй десяток лет, а многие исследователи посвятили этой проблеме вдвое больший срок жизни. Приборы постоянно совершенствуются, их чувствительность повышается, однако по-прежнему нет сколько-нибудь отчетливых представлений о том, что создает странные гравитационные поля в космосе.
Невероятно, но факт: полная четверть вселенской массы для нас даже не темный лес, а просто тьма непроглядная. Остается утешать себя тем, что эту «неявную» долю удалось хотя бы вовремя заметить. В противном случае даже представить трудно, что сотворилось бы в головах ученых в 1997 году, как только была обнаружена очередная брешь в мироздании. Если темная материя оказалась крепким орешком, то открытие темной энергии стало без малого катастрофой для теоретической физики.
Допустим, что открытое Хабблом расширение Вселенной — непреложный факт. Тогда сразу возникают два вопроса. Первый: с какой скоростью идет процесс? Второй: будет ли он идти и дальше?
На первый вопрос ответ дает измерение скоростей разбегающихся галактик и их расстояний от Земли. Однако нельзя просто подсчитать, насколько быстро галактика уносится прочь, и объявить полученную величину коэффициентом расширения: реальное поведение Вселенной противоречит здравому смыслу. Чем дальше от нас галактика, тем проворнее она убегает, потому что пространство между нею и Землей увеличивается тоже. Коэффициент расширения исчисляется так называемой постоянной Хаббла; ее сейчас считают близкой к 70 кмсек/Мпк (мегапарсек — около 3,2 млн световых лет). Для нашего рассказа довольно и такого приближения: ведь любые цифры после запятых всегда меняются с совершенствованием измерительной техники.
Ответ на второй вопрос выглядит гораздо интереснее во многих отношениях. Если Вселенная продолжает разбегаться после Большого взрыва, этот процесс неизбежно должен тормозиться: против него, по идее, работает гравитация всей космической материи. Таким образом, наша будущность во вселенской перспективе зависит от того, сколько там вещества и как оно распределено.
Кое-что об этом космологам уже известно благодаря одному простейшему наблюдению: мы с вами существуем. Чтобы Вселенная начала свой разлет из сверхплотной раскаленной точки, ей нужен был импульс энергии определенной величины. Окажись он чрезмерно мощным, и тогда бы любая образующаяся материя «размазалась бы тонким слоем» — настолько дисперсным, что гравитация, вполне возможно, не смогла бы слепить атомную пыль в звезды и галактики. Значит, и жизнь не зародилась бы, и не возникло бы человечество. По мере распространения материи от центра притяжение продолжало бы слабеть, а центробежная сила, напротив, доминировала бы все больше. И пошла бы Вселенная вразнос задолго до образования в ней сколько-нибудь сложных объектов и высокоорганизованных систем, не говоря уже о людях.
Если бы энергия расширения, наоборот, была слишком мала, то гравитация сжимала бы вещество в ходе обратного цикла; центростремительный импульс нарастал бы вместе с уплотнением. В конце концов ткань Вселенной «схлопнулась» бы, как выражаются астрономы, в Большом коллапсе.
Этот пороговый эффект энергии для так называемой Вселенной Златовласки — зоны, где условия в самый раз подходят для зарождения жизни и разума, — неизбежно должен распространяться и на массу, требуя строго определенной плотности материи в гравитационном поле. Отношение сил притяжения и отталкивания во Вселенной космологи условно обозначают символом омега. При Ω = 1, что соответствует всего лишь массе шести атомов водорода на кубический метр Вселенной (для сравнения: в кубометре воздуха, которым мы дышим, содержится, в грубом приближении, 1025, или десять септиллионов, атомов), гравитация более или менее устойчиво уравновешивает центробежную силу.
Согласно теории образование звезд и галактик становится возможным, начиная с омеги в одну квадриллионную долю единицы. А в силу циклической обратной связи равновесное начало ведет к сохранению равновесия в дальнейшем. Если теоретики правы, сегодня величина омеги должна оставаться близкой к единице. Проблема в том, что во всей Вселенной для этого не наберется материи — ни темной, ни какой-либо другой.
Именно этот момент совершенно неожиданно возвратил к жизни космологическую константу Эйнштейна. Ее, казалось, окончательно похоронил триумф хаббловской концепции разбегающейся Вселенной. Уравнения ОТО перестали нуждаться в натяжке ради обоснования вселенского равновесия, и к 1930 году антигравитационная сила превратилась в типичную избыточную сущность, годную лишь для смущения умов. Кто мог бы тогда предположить, что без малого семьдесят лет спустя она вновь заявит о себе, превратившись в призрак темной энергии?
В тридцатые годы астрономы впервые заинтересовались омегой как оракулом для предсказания судьбы Вселенной. Если омега действительно равна единице, то расширение будет продолжаться прежними темпами. Если теоретики ошиблись и Ω < 1, то сила, стоящая за расширением Вселенной, продолжит нарастать и материя будет «истончаться». Если же омега окажется больше единицы, то в конечном счете победит гравитация и Вселенную ждет Большой коллапс.
Сперва астрономы попробовали подступиться к омеге с инструментарием Хаббла и Слайфера, анализируя свечение галактик. Но из-за бесчисленного множества отдельных источников света в каждой из них положиться на такой метод нельзя: это все равно что для лингвиста — изучать фонемы, вслушиваясь в гомон разноплеменной толпы болельщиков на футбольном матче. Ученым нужен был единичный объект с измеримыми свойствами, из коих можно делать дальнейшие выводы. В 1987 году такой объект был найден. Чтобы узнать участь Вселенной, надо заняться сверхновыми — взрывающимися звездами.
Люди столетиями наблюдали их в небесах; об одной такой вспышке сообщил датский астроном Тихо Браге еще в 1572 году, за тридцать с лишним лет до изобретения телескопа. Звезда становится сверхновой, когда ее масса превышает критический размер и разрушается под собственной тяжестью. В течение нескольких земных недель или месяцев, пока гибнущее светило превращается в нейтронную звезду или даже в черную дыру, оно пылает в десятки миллиардов раз ярче и жарче, чем наше Солнце. Подобную картину земляне наблюдали, например, в понедельник 23 февраля 1987 года. Взрыв голубого сверхгиганта под названием Сандулик-69202 в галактике Большое Магелланово Облако получил широкую известность по двум причинам. Во-первых, это самая мощная вспышка сверхновой, отмеченная с 1604 года. Во-вторых, она впервые дала стандарты для измерения расстояний в космосе.
Вспышки некоторых сверхновых — их обозначают как тип Ia (или SN Ia) — имеют специфические характеристики, чрезвычайно важные для астрономов. Звезды этого типа взрываются, потому что своим притяжением «высосали» слишком много вещества из соседних небесных тел. Проанализировав световой спектр такой вспышки и скорость ее затухания, можно определить, какое расстояние свет прошел до Земли и насколько сильно его на этом пути «растянуло» расширение Вселенной.
Единственное неудобство такого метода — слишком тесные временные рамки. В изучении сверхновых без синхронизации не сделать ни шагу. Если хотите добыть действительно ценную информацию, ее поиски должны уложиться в считанные недели с того момента, как свет вспышки дошел до Земли. А поскольку взрыв сверхновой в какой-нибудь галактике случается примерно раз в сто лет, необходим постоянный телескопический мониторинг несметного множества звездных скоплений.
Тяготы этого монотонного труда — давнишняя головная боль астрономов. Скажем, в обсерватории Лоуэлла во Флагстаффе можно познакомиться с утомительными методами наблюдений, практиковавшимися в дни Слайфера. Он, изучая Плутон, пользовался астрономической версией игры «найди разницу». Два фотоснимка одного и того же участка звездного неба, сделанные в разные ночи, помещаются в устройство под названием «блинк-компаратор», снабженное окуляром с подвижной заслонкой. Затем надо внимательно рассматривать снимки, чередующие друг друга. Побеждает тот, кто укажет единственную светлую точку среди множества других, меняющую положение от снимка к снимку. Это мигающее пятнышко и есть искомая планета.
Хорошо, что на фотографиях, выставленных в музее обсерватории Лоуэлла, кто-то догадался пририсовать к мерцающей точке жирную белую стрелку. Конечно же, современная технология обработки цифровых изображений несравненно облегчает локализацию сверхновых: сегодня компьютер сопоставит за нас фотографии, сам установит различия между ними и даст все нужные подсказки. Некоторые находки окажутся на поверку астероидами, другие — пульсацией черных дыр в центрах галактик; еще один вид ложных сигналов — яркие следы от субатомных частиц, бомбардирующих земную атмосферу. И лишь изредка обнаружится среди них свет далекой «лопнувшей» звезды.