Сверхновые типа Ia – это термоядерные взрывы белых карликов.
На протяжении 1990-х гг. несколько групп ученых работали над использованием сверхновых Ia в космологии в качестве стандартных свечей. В итоге в 1997–1999 гг. были получены результаты, позволившие открыть ускорение расширения Вселенной. Наблюдения показали, что сверхновые на красном смещении больше 0,5 находятся дальше (выглядят слабее), чем это следовало бы из стандартной на тот момент модели, в которой Вселенная все время замедляет свое расширение. Чтобы сверхновые оказались на более далеком расстоянии, необходимо, чтобы Вселенная последние несколько миллиардов лет расширялась все быстрее и быстрее. За эти работы Сол Перлмуттер (Saul Perlmutter), Адам Рис (Adam Riess) и Брайан Шмидт (Brian Schmidt) в 2011 г. получили Нобелевскую премию по физике.
Ускоренное расширение Вселенной было открыто в 1997–1999 гг. по результатам наблюдений сверхновых типа Ia.
Темп расширения удобно характеризовать тем, как растет масштабный фактор. Напомним, что эта величина характеризует изменения так называемого собственного расстояния в космологии, т. е. физического расстояния между объектами в заданный момент времени. Собственное расстояние между галактиками в данный момент времени, t1, настолько больше расстояния между ними в какой-то прошлый момент t2, насколько вырос масштабный фактор: d(t1)/d(t2) = a(t1)/a(t2), где d – расстояние, а величина a – масштабный фактор. Оказалось, что первые примерно 7 млрд лет своего существования Вселенная (это примерно соответствует z = 0,75) расширялась с замедлением (масштабный фактор рос все медленнее и медленнее), после чего перешла к ускоренному расширению. Сейчас этот результат подтвержден несколькими независимыми методами и поэтому является надежно установленным фактом.
Расширение Вселенной ускоряется последние 6–7 млрд лет.
Такой поворот событий не был полной неожиданностью. Еще в 1917 г. Эйнштейн в своей работе ввел в уравнения дополнительное слагаемое, эффективно работающее как «антигравитация». Такое явление возникает в общей теории относительности, если соответствующая среда имеет отрицательное давление («средой» в данном случае может быть и физический вакуум). Слагаемое, обозначенное греческой буквой лямбда (Λ), получило наименование «космологическая постоянная». Важной особенностью космологической постоянной является то, что плотность ее энергии (а значит, и ее отрицательное давление) не изменяется при расширении (или сжатии) Вселенной.
Жорж Леметр рассмотрел в 1927 г. ряд космологических моделей с учетом Λ, в том числе и такую, которая очень близка к современной (ускорение Вселенной сначала замедляется, а потом ускоряется). Кроме того, начиная примерно с середины 1980-х гг. появлялись различные аргументы в пользу существования космологической постоянной (или ее аналога). Тем не менее обнаружение ускоренного расширения Вселенной можно считать главным астрономическим открытием конца XX в.
Возможность ускоренного расширения Вселенной рассматривалась теоретиками уже давно.
Причина ускоренного расширения доподлинно не известна. Стандартным подходом к его объяснению является гипотеза так называемой темной энергии, расширяющая понятие космологической постоянной. В описывающее расширение Вселенной уравнение Фридмана добавляется слагаемое, соответствующее среде с положительной плотностью, но отрицательным давлением. Физически появление такой «среды» может быть связано со свойствами вакуума (космологическая постоянная) или же это может быть результатом присутствия какого-то физического поля (в последнем случае темная энергия может эволюционировать со временем).
В первую половину жизни Вселенной, исключая несколько десятков тысяч лет в самом начале, в ее плотности доминировало вещество (темное плюс барионное). Однако по мере расширения плотность вещества падала, а плотность темной энергии оставалась неизменной (здесь мы рассматриваем простой случай космологической постоянной). Поэтому относительный вклад темной энергии в динамику расширения рос. В какой-то момент «антигравитация», связанная с темной энергией, стала доминировать. В этот момент Вселенная перешла к ускоренному расширению.
В настоящий момент Вселенная расширяется ускоренно, однако локально (если плотность вещества в данном месте велика) расширение может быть преодолено гравитацией. Поэтому сейчас продолжается формирование скоплений и сверхскоплений галактик (таких, например, как Ланиакеа). Будущее Вселенной зависит от свойств темной энергии.
Современное описание истории Вселенной принято начинать со стадии инфляции (см. ниже). После нее выделяют три основные эпохи. Первая – радиационно-доминированная, в это время наибольший вклад в динамику вносит излучение, а Вселенная расширяется с замедлением. Окончание этой эпохи наступает примерно через 50 000 лет после Большого взрыва, незадолго до эпохи рекомбинации. Во время второй эпохи основной вклад вносит вещество (темное плюс барионное). На этой стадии также происходит замедляющееся расширение. Наконец, примерно 6–7 млрд лет назад началась эпоха доминирования темной энергии, и расширение стало ускоренным.
Если темная энергия – это космологическая постоянная, то ее вклад будет расти по мере разлета вещества. Однако гравитационно связанные структуры (планетные системы, галактики, скопления галактик, сверхскопления) такими и останутся.
Если же темная энергия связана с каким-то неизвестным физическим полем и может иметь нетривиальную эволюцию, то возможно несколько радикально отличающихся вариантов. Например, поле, отвечающее за темную энергию, может со временем распадаться, и тогда вклад темной энергии будет уменьшаться (это похоже на окончание стадии инфляции). В таком случае ускоренное расширение может смениться замедленным.
Будущее Вселенной зависит от эволюции темной энергии.
Другой вариант предусматривает возможность неограниченного роста роли темной энергии (так называемая модель «большого разрыва»), в этом случае постепенно будут разрушаться все связанные структуры. Впрочем, в настоящее время этот вариант считается самым маловероятным.
На данный момент нам неизвестны природа темной энергии и ее эволюция. Ее вклад заметен только на космологических масштабах, поэтому локальные эксперименты пока невозможны. Астрономические наблюдения позволяют установить возможную эволюцию темной энергии в прошлом, а в ближайшие годы начнут работу несколько наблюдательных проектов, которые смогут сделать это еще точнее.
Во многих смыслах современная эпоха доминирования темной энергии похожа на гипотетическую стадию инфляции в ранней Вселенной.
11.7. Стадия инфляции
В наиболее популярной современной космологической модели стадии горячей плотной Вселенной предшествует период инфляции. В течение этой очень короткой (< 10−30 секунды) эпохи происходит экспоненциальный рост масштабного фактора – Вселенная раздувается. Первую модель инфляции рассмотрел Алексей Старобинский в 1979 г., а в 1981 г. Алан Гус (Alan Guth) показал, что стадия инфляции позволяет решить ряд ключевых проблем в космологии. Наконец, в 1980-е гг. Андрей Линде представил несколько моделей, заложивших основы современной инфляционной космологии. В настоящее время существует множество вариантов инфляционных сценариев (в том числе и основанных на теории струн). Многие из таких сценариев естественным образом приводят к одной из форм мультиверса (мультивселенной, т. е. множеству параллельно существующих вселенных, в одной из которых мы живем).
Алан Гус показал, что наличие эпохи быстрого раздувания (инфляции) позволяет решить следующие проблемы:
• проблему горизонта;
• проблему однородности и изотропии Вселенной;
• проблему критической плотности;
• проблему отсутствия магнитных монополей;
• проблему первичных неоднородностей.
Проблема горизонта состоит в следующем. Если бы стадия инфляции отсутствовала, было бы трудно объяснить однородность температуры реликтового излучения по небу (отклонения менее 0,0001 от среднего значения), поскольку разные участки неба (размером более градуса) соответствуют областям, которые из-за быстрого расширения не могли успеть обменяться сигналами, позволяющими выравнять температуру. В сценарии без инфляции горизонт в ранней Вселенной всегда растет быстрее, чем растет масштабный фактор, и под горизонт постоянно попадают области пространства, с которыми ранее не было никакого контакта. В этом случае сейчас на небе должны были быть видны десятки тысяч таких областей с разной температурой, а этого на самом деле не наблюдается. Наличие эпохи быстрого раздувания решает эту проблему, поскольку вся наблюдаемая часть Вселенной когда-то была заключена в крохотном объеме, разные части которого успели приобрести согласованные параметры (в частности, температуру).
На стадии инфляции менее чем за 10−30 секунд размеры области возрастают более чем в 1020 раз.
Проблема критической плотности (она же проблема плоскостности Вселенной) состоит в том, что современная плотность Вселенной очень близка к критической (т. е. Вселенная с высокой степенью точности является плоской). Быстрое раздувание, на протяжении которого масштабный фактор возрастает более чем в 1020 раз (а в некоторых вариантах гораздо больше), естественным образом объясняет это, поскольку при столь сильном увеличении объема все неоднородности выравниваются. Это также объясняет однородность и изотропию Вселенной.
Отсутствие магнитных монополей (и других экзотических частиц, которые могли бы возникать в ранней Вселенной) снова объясняется катастрофическим ростом объема. Если на ранней стадии Вселенная претерпела период очень быстрого раздувания, то теперь эти частицы разнесены на огромные расстояния, и их пространственная плотность крайне мала.