«Pro темную материю»

Pro темную материю (fb2) - Pro темную материю (пер. Мария Вадимовна Жукова) 3383K скачать: (fb2) - (epub) - (mobi) - Виктор де Касто

Виктор де Касто Pro темную материю

© De Сasto V., 2016

© Жукова М., перевод на русский язык, 2016

© «Страта», 2016

Введение

Большинство современных людей, по крайней мере, из развитых стран, уверены в материальности нашего мира, в том, что нас окружает материя и мы сами являемся ею. Мы привыкли считать, что в нашей Солнечной системе и в нашей Вселенной доминирует материя в классическом понимании, то есть вещество, состоящее из атомов, в которых, в свою очередь, находятся протоны, электроны и нейтроны. Люди уже давно наблюдают светящуюся материю, то есть испускающую и отражающую свет – это значит, что ее каким-то образом можно увидеть. Пусть это нельзя сделать невооруженным глазом, но в XXI веке у нас есть множество приборов, позволяющих рассмотреть то, что в прошлые века было невидимым. Одна из моих предыдущих книг посвящена антиматерии – веществу, построенному из античастиц.

А в этой книге мы будем говорить о темной материи, изучением которой занимаются астрономия и космология. Эта форма материи не испускает электромагнитного излучения и не взаимодействует с ним. Из-за этого свойства ее прямое наблюдение невозможно. Ее «не видно» – в традиционном значении слова. Но присутствие этой формы материи можно обнаружить по создаваемым ею гравитационным эффектам. Темная материя собирается в сгустки, подобно обычной материи. Это объясняется действием сил гравитации, а гравитация, как известно, универсальна. Места скоплений обычной и темной материи совпадают, но между ними практически не происходит столкновений.

Эту форму материи назвали «темной» (от англ. «dark») по нескольким причинам. Во-первых, она далекая и невидимая. Во-вторых, это таинственное и непонятное нам вещество. Английское слово было выбрано очень удачно: оно имеет значения и «темный, черный», и «тайный, неизвестный». Не исключено, что мы никогда не сможем понять этот вид материи до конца.

На обычную материю – то есть нас с вами и все привычное нам и видимое – во Вселенной приходится всего 4 %. Вдумайтесь! Это же так мало! Оставшиеся 96 % состава Вселенной имеют совсем другую природу – необычную и вызывающую много вопросов. Одни ученые считают, что темная материя составляет 22 %, другие – 23 %, соответственно, 74 % или 73 % приходится на нечто еще более таинственное, именуемое темной энергией.

Когда в научных кругах появилась эта цифра – 4 % – родились и шутки, часто понятные только специалистам. Я не буду приводить их здесь, но если задуматься, ведь при такой малой доле в общей массе-энергии во Вселенной мы – и все то, что мы считаем нашим миром, практически не имеет значения. Нас можно рассматривать как некий вид загрязнения, ничего не значащего дополнения к основной массе Вселенной. Если мы исчезнем, мало что изменится. Или все же изменится? 4 % – это, конечно, очень мало, но, может, благодаря им и существует все остальное? Например, отношение массы головного мозга к массе тела у человека составляет 2 %, более того, считается, что мы используем всего 10 % возможностей этого органа. Но ведь человек без мозга – это не человек, и его доля в нашем теле совсем не соответствует его огромному значению. Похоже, что и во Вселенной наша процентная доля играет роль, аналогичную мозгу в человеческом теле.

Говорят, что открытие темной материи и темной энергии стало очередной революцией в науке. Их открыли астрономы, которые не искали никакую темную материю! Но нашли – и привели доказательства. Аргументы стали накапливаться, в этом участвовали уже не только астрономы, и получилось, что известная нам Вселенная – только тень того, что существует в действительности. Мы не видим реальную Вселенную, которая состоит не только из доступного человеческому глазу, пусть и вооруженному самыми современными приборами. И теперь начинается новый этап исследования Вселенной. Что он нам даст? Посмотрим!

Восприятие Вселенной

С самых древних времен, с тех самых пор как человек стал смотреть на небо над головой, он считал (или предполагал), что существует только то, что он видит. И еще он пытался объяснить, «как оно туда попало». Он прогуливался под греющим солнцем или лежал на спине, глядя на звезды, и строил различные версии. Во всех культурах в той или иной форме существуют легенды о борьбе света и тьмы, воды и огня, есть многочисленные божества, «ответственные» за небесные светила, или один бог, который создал все сущее, – китов, черепах, слонов, на которых стоит Земля, и даже рептилию туатару, участвовавшую в создании мира. Потом человек, естественно, задумывался о том, как все это должно закончиться. Что будет? Рай, ад или ничего?

В IV веке до н. э. Платон предложил своим ученикам описать движение небесных тел, которые они видели, с помощью геометрии. Он не ожидал, что ответы стопроцентно покажут то, что фактически происходит в небесах. Это знание было недостижимо: они не могли отправиться на небо и проверить, что там происходит. Платон говорил о приближении к знанию, он хотел, чтобы его ученики нашли математические способы объяснения не фактов, а видимого или кажущегося.

Один из его учеников, Евдокс Книдский (около 408 – около 355 г. до н. э.), математик и астроном, нашел ответ, математическую гипотезу, которая в той или иной форме, в большей или меньшей степени «продержалась» две тысячи лет. Евдокс представил небеса как ряд концентрических прозрачных сфер (вы же помните, что в те времена Земля считалась неподвижной и центром Вселенной). По Евдоксу, в некоторых из упомянутых сфер находились небесные тела, а другие сферы взаимодействовали с первыми, чтобы ускорить или замедлить их движение. Таким образом объяснялось ускорение или замедление движения небесных тел по своим орбитам. И Солнцу, и Луне Евдокс отдал по три сферы. Пяти известным тогда планетам – Меркурию, Венере, Марсу, Сатурну и Юпитеру – он дал по дополнительной сфере для объяснения редкого изменения направления их движения на фоне звезд (в настоящее время мы объясняем это «ретроградное движение» тем, что при движении Земли и других планет вокруг Солнца по своим орбитам Земля иногда обгоняет другую планету, или планета обгоняет Землю). Звездам Евдокс тоже выделил сферу – сферу неподвижных звезд. В целом получилось 27 сфер.

Аристотель внес изменения в эту систему. Он предположил, что сферы являются не математическими конструкциями, а физической реальностью. Получилось 56 сфер – он добавил вращающиеся в противоположных направлениях.

Около 150 года н. э. греческий астроном Клавдий Птолемей упростил систему. В системе Птолемея есть семь светил (Солнце, Луна, пять известных в то время планет) и сфера звезд, которые движутся вокруг неподвижной Земли. Для согласования видимой нерегулярности в движении планет с постулатом физики Аристотеля о равномерном круговом движении небесных светил Птолемей ввел эпициклы (вспомогательные окружности, по которым движутся планеты в геоцентрической системе мира). Таким образом получалось, что наблюдаемое движение планеты оказывалось комбинацией нескольких равномерных круговых движений. Но все равно математика не могла в точности отразить реальность.

Революцию совершил польский астроном Николай Коперник (1473–1549), которого называют основоположником астрономии Нового времени. Астрономией он начал заниматься в Болонье, где проводил наблюдения с 1497 года, в своем самом известном сочинении «О вращениях небесных сфер» (1543) он перечислил 27 наблюдений. Эту работу иногда называют синонимом изобретения новой Вселенной. В ней Коперник изложил свое главное открытие: гелиоцентрическую систему мира, альтернативу общепринятой геоцентрической.

Ущелье между двумя отрогами Млечного Пути. Справа виден хвост созвездия Змия. Слева Дракон извивается вокруг полюса эклиптики. Из книги Historia universalis omnium cometarum, 1681

Коперник считал, что в покое находится не Земля, а Солнце. Коперник также ввел эпициклы для согласования своей системы с данными наблюдений, они усложнили гелиоцентрическую модель, которая все равно оказалась более простой, чем геоцентрическая. Трудности возникли из-за того, что планеты движутся не по окружностям, а по эллипсам (что в XVII веке показал немецкий астроном Иоганн Кеплер), а Коперник стремился сохранить идею равномерного кругового движения светил. Но, несмотря на этот недостаток, работа Коперника стала революцией в науке и восстанием против учений церкви, а также принесла чрезвычайную пользу развитию астрономии и физики. Не зря его открытие получило название «коперниканской революции».

Упомянутая работа вызвала большие споры как в научных, так и богословских кругах. В частности было высказано предложение считать изложенную в книге теорию математической гипотезой, не отвечающей реальности, но облегчающей вычисления. Такая точка зрения высказывалась, например, в предисловии к первому изданию книги «О вращениях небесных сфер», написанной лютеранским богословом А. Осиандером.

Николай Коперник, великий польский астроном, механик, математик, автор гелиоцентрической системы мира, положившей начало первой научной революции (1473–1543)

Математик, астроном и священник-иезуит Христофор Клавий (1537–1612) признавал допустимость и пользу гипотезы Коперника, если не считать ее описанием реальности. Но в 1616 году комиссия из 11 экспертов-богословов, собранная по инициативе кардинала Роберта Белармина, главного инквизитора священной канцелярии, приняла решение о еретичности учения о неподвижности Солнца, а учение о движении Земли признало не еретичным, но ошибочным. На основании этого книга Коперника была включена в «Индекс запрещенных книг» и пробыла там до 1828 года, хотя официальный запрет поддерживать учение о движении Земли был снят Папой Бенедиктом XIV в 1757 году.

Как и древние, Коперник не предлагал никакую новую Вселенную, причем как «физически», так и философски. Он пытался объяснить существующую, то есть видимую и известную. Но истинные движения этой Вселенной и того, что в ней имеется, оставалось вне пределов досягаемости. Так было всегда и, похоже, будет в дальнейшем. Мы пытаемся объяснить Вселенную и происходящие в ней процессы, имея все больше и больше материала и средств, но не можем это проверить! Такова история нашей Вселенной – или, правильнее будет сказать, нашей цивилизации.

Первые зрительные трубы Галилея. Из астрономических наблюдений 1923 года с помощью этих труб следует, что одна из них имела разрешающую способность 20” и поле зрения 15’

Но до чего-то мы все же добираемся – с каждым годом, веком и поколением видим больше и можем больше объяснить.

Если вернуться в прошлое, то пришло время поговорить о Галилео Галилее (1564–1642), итальянском физике, астрономе, математике и философе. Именно он первым провел астрологические наблюдения с помощью телескопа (зрительной трубы) в 1609 году. Этот телескоп хранится в музее Флоренции. Называть прибор, использованный Галилеем, телескопом, предложил греческий математик Иоаннис Демисианос. Зрительную трубу одновременно изобрели несколько человек. На роль изобретателя претендовали три голландских мастера: Иоганн Липперсгрей, Захарий Янсен и Якоб Метиус, годом изобретения считается 1608. Однако самые первые чертежи простейшего линзового телескопа (причем как однолинзового, так и двухлинзового) были обнаружены в записях Леонардо да Винчи, датируемых 1509 годом.

Галилей создал свою первую зрительную трубу с трехкратным увеличением в 1609 году. В том же году он построил телескоп с восьмикратным увеличением, его длина составляла около полуметра. Позже Галилей создал телескоп с 32-кратным увеличением длиной около метра и диаметром объектива 4,5 см. Это был очень несовершенный инструмент, но с его помощью Галилей сделал ряд важных открытий. Например, открыл спутники Юпитера, горы на Луне, солнечные пятна, фазы у Венеры, сотни звезд. Именно он обнаружил, что Вселенная состоит из гораздо большего, чем видит обычный человек невооруженным глазом. Галилей увидел то, что до него не видел никто.

Зарисовки Луны из рабочей тетради Галилея

Благодаря Галилею у человечества появилась новая Вселенная, а не только видимая невооруженным глазом. В последующие годы и до нашего времени к ней будут добавляться новые луны вокруг других планет, новые планеты вокруг Солнца, сотни планет вокруг других звезд, сотни миллионов звезд в нашей галактике, сотни миллионов галактик. Изобретение телескопа, первого инструмента в истории, усиливающего возможности одного из органов чувств, изменило наше видение космоса.

Галилей подтвердил правильность разработанной Коперником гелиоцентрической системы. Он доказал, что Земля является планетой и вместе с другими планетами вращается вокруг Солнца. Более того, он заявил, что в намерение авторов Библии не входило учить астрономии, а вопросы, решаемые естественнонаучными методами, не относятся к вопросам веры. Он сделал попытку «гелиоцентрического» истолкования тех частей Библии, в которых, как тогда считали богословы, говорится о неподвижности Земли. Инквизиция начала против Галилея судебный процесс после выхода книги «Диалог о двух важнейших системах мира» (1632), которая фактически являлась скрытой защитой учения Коперника. Галилей был вынужден отречься от этого учения и в качестве наказания до самой смерти находился под домашним арестом. Галилей был реабилитирован лишь в 1992 году. Папа Иоанн Павел II заявил, что в вопросах толкования Священного Писания Галилей был ближе к истине, чем профессиональные богословы, его противники. То есть обвинение в ереси было официально снято с ученого только в наше время.

Исаак Ньютон, великий английский физик, математик, механик и астроном (1643–1727)

Но после открытий Галилео Галилея люди все равно не могли отправиться на небеса и проверить, как именно происходит все то движение, которое он описал. Факты требовали объяснений.

В 1687 году два объяснения предложил Исаак Ньютон. Он решил, что раз Земля – это планета, то формулы, которые можно применить к земному пространству, должны относиться и к небесному. Ньютон строил свою работу на математике Кеплера, наблюдениях Галилея и его последователей-астрономов, и пришел к выводу, что движение в небесах можно объяснить не дюжинами сфер или эпициклов, а одним законом, который получил название закона всемирного тяготения.

В 1705 году друг и спонсор Ньютона Эдмонд Галлей (1656–1742), английский астроном и геофизик, применил закон Ньютона к уже имевшимся наблюдениям комет, которые подлетали близко к Земле в 1531, 1607 и 1682 годах. В результате он пришел к выводу, что это одна и та же комета (названная кометой Галлея), которая вернется в 1758 году, уже после его смерти. Так и случилось. Галлей доказал наличие периодичности в движении комет, вычислил орбиты более 20 комет, составил первый каталог звезд Южного неба.

Что мы получили к XVIII веку после всех этих открытий? Если взять закон всемирного тяготения Ньютона, применить его к наблюдениям, которые с помощью телескопов становятся все более и более точными, – получится упорядоченная и предсказуемая Вселенная, в целом не меняющаяся. Космос, который работает как часы.

Пополнение каталога Вселенной

От наблюдений Галилея, первого человека, использовавшего телескоп, нас отделяют четыре века. За это время «каталог» содержимого Вселенной постоянно пополнялся, обычно это происходило после каждого усовершенствования телескопа. Астрономы регулярно обнаруживали новые луны вокруг планет, новые планеты, новые звезды. К началу ХХ века астрономы определили, что все звезды, которые видны по ночам, будь то невооруженным глазом или с помощью самых современных телескопов, являются частью одного огромного скопления звезд, насчитывающего десятки миллионов, если не миллиардов звезд. Это скопление получило название Млечный Путь из-за своего внешнего вида. Огромное количество визуально неразличимых звезд выглядит как неярко светящаяся полоса, пересекающая небо. Существуют ли другие скопления звезд, с десятком миллионов единиц в каждом, за границами Млечного Пути? Астрономы предположили, что да, и назвали этот класс небесных объектов «островными вселенными».

Схема Вселенной Томаса Райта, 1750. Слева – схема строения Солнечной системы, справа – множественность звездных систем.

Вообще, появление концепции островных вселенных связывается в истории науки с именем английского астронома-самоучки Томаса Райта (1711–1786). Эта концепция с середины XVIII века и до первых десятилетий XX века была предметом острых дискуссий. Райт знал об открытии Галлеем собственных движений у трех ярких звезд и сделал первый правильный вывод о том, что звезды должны обращаться вокруг общего центра тяготения (по аналогии с планетами). Но центр звездной Вселенной Райт представлял как «божественный», то есть пытался объединить естественное со сверхъестественным. Он изобразил Вселенную как систему сферических областей вокруг ее не только физического центра тяготения, но одновременно и «священного престола», или даже «ока» бога. Рядом с ним располагается область «рая», далее материальная область смертных («бездна времени, или область смертных») и, наконец, царство «тьмы и отчаяния», то есть ад. Таким образом, материальную Вселенную Райт считал конечной. Близкие звезды видны по отдельности, а далекие, разбросанные беспорядочно по всему пространству, сливаются в беловатое сияние. Звезды беспорядочно раскиданы по всему небу, но заключены в некоем сферическом слое, окружающем некий центр.

В дальнейшем Райт предложил второй вариант решения космологической проблемы. В этом варианте звезды располагались вокруг «божественного центра» кольцом и как бы повторяли в больших масштабах систему Сатурна. Райт предполагал существование и других «божественных центров» со своими системами звезд вокруг них. Таким образом, он первым выдвинул идею островных вселенных в рамках гравитационной картины мира.

В наше время считается, что островные вселенные, или звездные острова, возникают постоянно со своими мириадами звезд. И островные вселенные – это места, где есть и темная материя, и темная энергия.

Большая комета над Прагой, ноябрь 1577

В 1774 году Шарль Мессье (1730–1817), французский астроном, член Парижской Академии наук, опубликовал первое издание каталога туманностей и звездных скоплений. Этот каталог содержал 45 объектов. Второе издание (1780) включало 68 объектов. В 1781 году вышло третье издание с 103 объектами. В современной версии каталога содержится 110 объектов, и 60 из них были открыты самим Мессье. Ученый считал, что туманности могут отвлечь астрономов, пытающихся увидеть кометы. Его самого называли «охотником за кометами» или «ловцом комет». Он единолично открыл 15 комет, 5 – одновременно с другими наблюдателями, а в целом наблюдал 44 кометы.

Вначале все объекты в каталоге назывались туманностями, потом астрономы определили, что часть из них – это скопления звезд. Другие оставались тайной, даже с усовершенствованием телескопов. Высказывались версии о том, что это облака газа, находящиеся в процессе превращения в звезды в нашей галактике. Другая версия – это скопления звезд, отдельные от присутствующих в нашей галактике, но не уступающие им по масштабности. Астрономическое сообщество раскололось на две части, пытаясь выбрать правильный ответ.

В 1923 году Эдвин Хаббл, о котором речь еще впереди, нашел ответ на вопрос с помощью эмпирических доказательств.

Эдвин Хаббл, выдающийся американский астроном (1889–1953)

До Хаббла большинство ученых считали Вселенную состоящей только из одной галактики Млечный Путь. Кроме туманности Андромеды, он наблюдал еще несколько спиральных галактик. Эти наблюдения, сделанные в 1922–1923 годах, убедительно подтвердили, что туманности находятся слишком далеко, чтобы являться частью Млечного Пути, и в действительности представляют собой отдельные галактики за пределами нашей собственной. Он использовал крупнейший телескоп в мире (на тот момент), диаметр которого составлял 2,5 метра. Телескоп находился в обсерватории Маунт-Вильсон в городе Пасадена, Калифорния. Хаббл сделал фотографию туманности Андромеды, которая в каталоге Мессье значилась под номером М31. Хабблу показалось, что он обнаружил новую звезду, поэтому на следующую ночь сделал еще одну фотографию. Затем сравнил эти снимки и другие фотографии туманности, сделанные в различные даты, и пришел к выводу, что никакой новой звезды он не открыл, а наблюдал вид меняющейся. Она пульсировала, становилась то более яркой, то более темной, причем эти изменения происходили с постоянными интервалами. То есть Хаббл идентифицировал класс пульсирующих переменных звезд (цефеид). Цефеиды – желтые яркие гиганты, в 103–105 раз ярче Солнца, блеск которых меняется с периодом 1–200 суток. Причиной переменности является пульсация внешних слоев, что приводит к изменению радиуса и температуры их фотосфер. В цикле пульсации звезда становится больше и холоднее или меньше и горячее. Одна из самых известных цефеид – Полярная звезда.

Генриетта Суон Ливитт, американский астроном, известная работами по изучению переменных звезд (1868–1921)

Открытия Хаббла фундаментальным образом изменили научное видение Вселенной, хотя очень многие поначалу спорили.

В 1908 году Генриетта Суон Ливитт, американский астроном, работавшая в Гарвардской обсерватории, определила соотношение между периодом пульсации цефеид и абсолютной яркостью переменной звезды: чем дольше период, тем ярче переменная звезда. Фактически Ливитт занималась упорядочиванием каталога фотопластинок с изображениями звезд, определяя их блеск. Ливитт открыла более 2400 переменных звезд, причем большая их часть находится в Магеллановых Облаках. Она в частности использовала снимки, сделанные в одной из обсерваторий Перу, а не только Гарвардской обсерватории, где работала до конца жизни. Открытие ею упомянутой выше зависимости, которую иногда также называют зависимостью между периодом изменения блеска и светимостью звезды, помогло астрономам в измерении расстояний как в нашей галактике, так и за ее пределами.

Астрономы смогли измерять светимость и сравнивать ее с другим количественным взаимоотношением – между яркостью и расстоянием. Источник света, находящийся в два раза дальше, чем другой источник света с такой же светимостью (это звездная величина), имеет одну четверть яркости второго. Источник света, находящийся в три раза дальше, имеет одну девятую яркости. Источник света, расположенный в четыре раза дальше, имеет одну шестнадцатую яркости, и так далее. Если вы знаете, как часто пульсирует переменная звезда (то есть меняется ее блеск), то вы знаете и насколько яркой она является относительно других переменных звезд. Если вы знаете, насколько она яркая относительно других переменных звезд, то вы знаете, насколько она удалена от них.

Весто Мелвин Слайфер, американский астроном, специалист по астроспектроскопии (1875–1969)

Когда Хаббл сравнил период пульсации (изменения блеска) цефеиды, обозначенной у Мессье М31, с периодами пульсации других переменных звезд, то пришел к выводу, что эта переменная звезда находится на достаточном удалении, то есть за пределами островной вселенной – или, как мы сказали бы теперь, «нашей островной вселенной».

Хаббл снова вернулся к изучению фотопластинки, которую сделал в ту памятную ночь, и в результате объявил, что М31 – это отдельная островная вселенная. С этого времени ученые стали говорить о галактиках.

Можно считать, что работающая как часы Вселенная Ньютона стала распадаться на части в 1929 году. Хаббл продолжал исследование островных вселенных, в особенности необъяснимых измерений, которое астрономы делали уже более десяти лет.

В 1912 году американский астроном Весто Мелвин Слайфер начал исследовать туманности с помощью спектроскопии. Большую часть жизни он проработал в частной астрономической обсерватории Лоуэлла, расположенной во Флагстаффе, Аризона. Это одна из старейших обсерваторий США, основанная в 1894 году.

Слайфер считается одним из самых известных – или даже самым известным мастером астроспектроскопии. Он оставил после себя труды по спектроскопии планет, звезд и туманностей. Слайфер изучил спектры излучения ночного неба, полярных сияний, большого числа звезд и комет. Используя методы спектроскопии, Слайфер определил скорости и периоды осевого вращения таких планет, как Венера, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран. Он первым получил фотографии спектров больших планет с достаточно высокой дисперсией, подтверждение присутствия межзвездных линий кальция в спектрах большого числа звезд, открыл межзвездный натрий. Он обнаружил, что некоторые диффузные туманности имеют спектр, схожий со спектром звезд, первым измерил высокие лучевые скорости шаровых скоплений и спиральных туманностей. В 1913 году Слайфер получил для туманности Андромеды (М31) значение лучевой скорости, равное 300 км/с. Он одним из первых пришел к заключению, что спиральные туманности являются очень далекими звездными системами. Открытие им огромных пространственных скоростей галактик явилось наблюдательной основой теории расширяющейся Вселенной, которую предложил Хаббл. Слайфер также впервые получил доказательства вращения галактик и измерил его скорость для туманности Андромеды.

Спектрограф, которым пользовался ученый, измерял длину волн, идущих от источника света. Световые волны во многом напоминают звуковые волны паровозного свистка, который вы слышите, когда поезд приближается к станции или отходит от нее. Световые волны точно так же сжимаются и растягиваются в зависимости от того, приближается к вам свет или удаляется от вас. Скорость световых волн не меняется, она остается одной и той же – 186 282 мили в секунду (или 299 792 км в секунду). Меняется длина волн. А поскольку длина световых волн определяет цвета, воспринимаемые нашими глазами, кажется, что цвет источника света тоже меняется. Если источник света приближается, то волны сжимаются, а спектрометр показывает смещение к фиолетовому (холодному) концу спектра. Если источник удаляется, то волны расслабляются, и спектрометр зафиксирует смещение в красную сторону спектра. То есть красное смещение возникает, когда расстояние между источником излучения и его приемником (наблюдателем) увеличивается.

А поскольку скорость источника света по мере движения к нам или от нас увеличивается, увеличивается и смещение в одну или другую сторону спектра. Слайфер обнаружил красное смещение в спектрах галактик в 1912–14 годах, потом и другие астрономы показали, что в ряде туманностей наблюдается значительное красное смещение, а это показывает, что галактики удаляются от нас на больших скоростях. Наибольшее красное смещение наблюдается в спектрах далеких внегалактических объектов и в настоящее время рассматривается как следствие космологического расширения Вселенной.

Но вернемся к Хабблу. Теперь он уже знал, что туманности – это галактики, и задумался о том, что может означать их движение. Он сравнил скорости восемнадцати туманностей с расстояниями и оказалось, что эти два показателя прямо пропорциональны друг другу: чем дальше галактика, тем скорее она удаляется. Другими словами, Вселенная, похоже, расширяется. Зависимость между красным смещением галактик и расстоянием до них поучила название закона Хаббла.

Внезапно оказалось, что Вселенная не является неподвижной и постоянной. Она меняется! Картинки сменяют друг друга, и никто не знает, что будет в следующую «минуту».

В прошлое вернуться нельзя – можно наблюдать только явления, происходящие в настоящем, пытаться найти математические методы, которые объяснят его и, возможно, помогут предсказать будущее.

Происхождение Вселенной

И тут мы подходим к вопросу происхождения Вселенной, который нельзя не рассмотреть в этой книге, и о котором с новой силой задумались ученые после открытия расширения Вселенной.

Давайте вкратце вспомним самые известные теории. Для начала отмечу, что ученые рассчитали количество времени, прошедшего с того момента, когда Вселенная начала существовать. Оно оказалось равным 13,73 + 0,12 миллиардов лет, и время существования Вселенной получило название «время Хаббла».

Первоначально теория Большого взрыва называлась «динамической эволюционирующей моделью» – название это условное, процесс не был хаотичным, как можно подумать, услышав название.

Стивен Хокинг, выдающийся британский физик-теоретик и популяризатор науки (род. в 1942)

В соответствии с теорией Большого взрыва ранняя Вселенная представляла собой очень однородную среду с необычайно высокими плотностью энергии, температурой и давлением. Раннюю Вселенную можно сравнить с огненным шаром, наполненным излучением и частицами. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам. Температура постепенно падала, один фазовый переход следовал за другим, образовались физические силы и элементарные частицы в их современной форме. Некоторые ученые считают, что потребовалось от 0,01 секунды до трех минут после начала Большого взрыва, чтобы появилось 98 % всей видимой материи и возникла собственно Вселенная. После еще большего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором доминирующей силой стала гравитация.

Физики так тщательно и глубоко разработали теорию Большого взрыва, что могут объяснить процессы, происходившие во Вселенной с момента, когда ей было 10–43 секунды (так называемое «планковское время»), и далее. Однако состояние космологической сингулярности в «допланковское время» классическая общая теория относительности описать не может, поэтому получается, что Большой взрыв имеет сверхъестественную природу. И это внезапное возникновение пространства, энергии, материи и времени можно объяснить только с помощью какой-то трансцендентной причины.

Согласно теории Большого взрыва, 13,73 млрд лет назад нынешней материи и энергии предшествовало сингулярное состояние, то есть плотность, давление и температура имели близкие к бесконечным значения, но, как установил знаменитый физик-теоретик Стивен Хокинг, не может быть одновременно бесконечной плотности и температуры. Если выразиться по-другому, Вселенная возникла «из ничего», точнее, из очень малого невидимого объема, меньшего, чем атом. Но что послужило толчком?

Многие очень серьезные ученые задумывались об этой причине. Она должна быть обязательно – ведь все, что имеет начало, имеет и причину. Скорее всего, она находится вне нашего физического мира. Даже воинствующий атеист Стивен Хокинг вынужден был признать, что «Если Вселенная имеет начало, то следует предположить и наличие создателя». О сверхъестественности, невозможности возникновения из «ничего» и каком-то неизвестном нам «плане» говорил и Арно Пензиас, американский радиофизик и астрофизик, лауреат Нобелевской премии по физике (1978) за открытие микроволнового фонового (реликтового) излучения).

Фред Хойл, известный британский астроном, космолог, популяризатор науки (1915–2001)

Вывод некоторых, причем очень известных, серьезных и уважаемых ученых о сверхъестественной причине возникновения Вселенной и предположение о наличии Создателя оказались столь неожиданными, что далеко не все с готовностью приняли его. Но как атомы могли случайно преобразоваться в живую материю? Необходимо вмешательство Конструктора, или Космического Разума, Абсолютного Начала, Бога – от этого суть утверждения не меняется – необходима внешняя сила для возникновения Вселенной, в том числе и разумной жизни. То есть Большой взрыв что-то должно было подтолкнуть или запустить.

Карл Саган, американский астроном, астробиолог и выдающийся популяризатор науки, один из основателей проекта по поиску внеземного разума SETI (1934–1996)

Те, кого не устроил «толчок Создателя», очень быстро выступили с другими версиями происхождения Вселенной, отличными от теории Большого взрыва. Наиболее известной космогонической моделью является теория стационарной Вселенной или Вселенная стационарного состояния Томаса Голда, Германа Бонди и Фреда Хойла (благодаря которому появился термин «Большой взрыв»), которые утверждали, что по мере разбегания галактик пустоты между ними заполняются новой материей, возникающей из ничего. Необходимая плотность этой материи остается постоянной. У такой стационарной Вселенной нет ни начала, ни конца.

Модель имела довольно серьезную поддержку среди космологов в 1950-е и 1960-е годы, но открытие реликтового излучения резко уменьшило количество ее адептов, в настоящее время сторонников у этой теории практически нет. Также появились «модель пульсирующей Вселенной» Карла Сагана, в соответствии с которой космос расширяется, затем сжимается, опять расширяется – и так до бесконечности; теория Мультивселенной, утверждающая, что имеется множество вселенных; квантовые модели Вселенной, в частности Эдварда Трайона, в соответствии с которой наша Вселенная является только частью другой, материнской, состоящей из квантового вакуума, бесконечной в пространстве и вечной.

Но теория Большого взрыва все-таки принята большинством ученых и существует почти сто лет – пусть и без объяснения первоначального толчка. Возможно, мы никогда не узнаем о том, что это было. Даже если на улице спросить первого встречного о происхождении Вселенной, он вполне может сказать про Большой взрыв, пусть и не знает, что и когда «взрывалось». Принята она была после того, как Хаббл в 1929 году открыл «разбегание» галактик.

Вселенная – голограмма или реальность?

Какое-то время тому назад появилась еще одна теория, связанная с нашей Вселенной, получившая название голографической. Ученые задались вопросом: Вселенная существует в самом деле или это иллюзия? Может, наш мир – это голограмма? То есть получалось, что Вселенная – это, возможно, всего лишь проекция на каком-то плоском экране и только кажется объемной. Этакое изображение на телеэкране или изображение на плоскости, которая только создает иллюзию трехмерного объекта.

Первым о голографической теории заговорил физик Дэвид Джозеф Бом (1917–1992) из Лондонского университета еще в 1980-е годы. На эту мысль его навел французский физик Ален Аспе.

Дэвид Бом родился в США, умер в Лондоне, он работал в Принстонском университете, в Калифорнийском университете в Беркли, в Бристольском университете. Он известен не только работами по квантовой физике, но и философии, и нейропсихологии. В последние годы жизни Бом много работал над голографической моделью Вселенной.

Ален Аспе экспериментально показал, что элементарные частицы могут мгновенно обмениваться информацией на любом расстоянии (даже миллионов световых лет). То есть налицо взаимодействие со сверхсветовой скоростью и преодоление временного барьера. Дэвид Бом высказал предположение, что такое может происходить (вразрез с теорией Эйнштейна) только если наш мир представляет собой голограмму, а каждый ее участок содержит информацию о всей Вселенной.

Ален Аспе, французский физик, специалист по квантовой оптике, теории скрытых параметров и квантовой запутанности (род. в 1947)

Следующим, кто стал заниматься этой теорией, стал голландский физик-теоретик Герард Хоофт, лауреат Нобелевской премии по физике 1999 года, в настоящее время – профессор Утрехтского университета. Потом этой моделью заинтересовался американец Леонард Сасскинд, физик-теоретик, один из создателей теории струн, который также занимался черными дырами, а сейчас преподает в Стэнфордском университета.

Этой теорией усиленно занимались в «Фермилаб» – Национальной Ускорительной Лаборатории имени Энрико Ферми; и в Германии, в частности в Лазерно-интерферометрической гравитационно-волновой обсерватории в Ганновере. Именно в Ганновере построили гигантский интерферометр, который получил название GEO600.

Принцип действия интерферометра состоит в разделении пучка электромагнитного излучения (света, радиоволн и т. п.) с помощью того или иного устройства на два или большее количество когерентных пучков. Каждый из пучков проходит различные оптические пути и направляется на экран, создавая интерференционную картину, по которой можно установить разность фаз интерферирующих пучков в данной точке картины.

Крейг Хоган, космолог, директор Центра квартовой астрофизики «Фермилаб» полагает, что Вселенная – это голограмма, созданная из пикселов пространства – времени

Интерферометры используются в астрономии и в особенности в радиоастрономии для создания радио– и оптических телескопов с высоким разрешением. Они позволяют заменить телескоп с большой апертурой, необходимой для получения высокого разрешения, на телескопы с меньшими апертурами, соединенными по принципу интерферометра. Лазерный интерферометр, построенный в Ганновере, предназначен для сравнения путей, которые проходит свет в двух независимых 600-метровых каналах. Он лишь немного уступает своими размерами хорошо известному Большому адронному коллайдеру.

С помощью этого интерферометра физики ловят гравитационные волны, которые давно интересуют специалистов. В соответствии с теорией Эйнштейна и рядом других гравитационных теорий эти волны порождаются движением массивных тел с переменным ускорением. Это «рябь» в пространстве – времени, которая должна возникать после каких-то катаклизмов во Вселенной. Гравитационные волны свободно распространяются в пространстве со скоростью света. Гравитационные силы являются относительно слабыми по сравнению с другими, поэтому волны имеют весьма малую величину, с трудом поддающуюся обнаружению. Косвенные свидетельства их существования известны с 1970-х годов. Прямая регистрация гравитационных волн и их использование для определения параметров астрофизических процессов является важной задачей современной физики и астрономии. Впервые они были обнаружены в 2015 году.

В Ганновере действовали следующим образом. Лазерный луч разделяли на два и направляли их перпендикулярно друг другу по трубам, длина каждой из которых составляет 600 м, а потом снова сводили в один. Если волна придет, то сожмет пространство в одном направлении и растянет в перпендикулярном ему, а расстояния, проходимые лучами, изменятся. Это должно быть видно на интерференционной картинке. Предполагалось, что наша Вселенная состоит из крошечных «зерен», то есть ткань пространства – времени – зернистая, подобно фотографии. Если эту «фотографию» увеличивать, то в какой-то момент картинка покажется составленной из пикселей. Длина каждого «зернышка» значительно меньше протона.

Эксперименты на интерферометре в Ганновере показали, что «зернышки» гораздо крупнее, чем предполагалось, причем в миллиарды миллиардов раз, и это скорее кубики, чем зернышки.

О «пикселах» говорил и Крейг Хоган, директор Центра астрофизики частиц «Фермилаб». По его мнению, Вселенная – это сфера, а поверхность этой сферы покрыта крошечными элементами планковской длины, каждый из которых несет в себе единицу информации (бит). Внутри сферы – созданная этими элементами голограмма. В соответствии с голографическим принципом, количество информации на поверхности сферы должно совпадать с количеством информации, содержащимся внутри сферы, а поэтому пиксели внутри должны быть больше пикселей снаружи. Крейг Хоган считал, что большие должны проявиться в экспериментах по ловле гравитационных волн в виде помех.

Его коллеги, проводившие эксперименты на интерферометре под Ганновером, подтвердили, что шум есть, и он искажает результаты. Хоган посчитал этот шум сигналом больших пикселей с ткани пространства – времени. И тогда для проверки его версии в «Фермилаб» построили своей интерферометр, правда, гораздо меньшего размера, но с более мощным лазером. Если бы все получилось так, как предполагали сторонники голографической теории, получилось бы, что в основе мироздания лежат не частицы, а волны и их взаимодействие.

Однако ткань пространства – времени ни разу не вздрогнула, из чего можно сделать вывод, что Вселенная – совсем не голограмма, а реальный объект.

Необходимость уникальных условий

Теория Большого взрыва объясняет и то, что с нами будет дальше: эволюция зависит от экспериментально измеримого параметра – средней плотности материи нынешней Вселенной. Если плотность не превосходит некоторого критического значения (оно существует только в теории), Вселенная будет расширяться вечно. Если же плотность превысит критическую, то процесс расширения когда-нибудь остановится, и начнется обратная фаза, сжатия, возвращающая Вселенную к исходному состоянию.

То есть имеются два сценария конца: либо Вселенная сожмется и взорвется, либо умрет «холодной смертью». Если нас ждет первый вариант, то расширение, которое продолжается сейчас, постепенно сменится сжатием, галактики станут сходиться все ближе, пока не сольются в сплошной конгломерат звезд. Небо будет становиться все ярче (но не из-за звезд, которые к тому времени уже умрут), а из-за растущего микроволнового излучения. Оно разогреет всю материю до высочайших температур, и существа, которые еще будут живы, на себе почувствуют, что такое ад. В конце – коллапс. Второй вариант – Вселенная будет расширяться вечно, звезды исчерпают ядерное топливо и остынут. Вселенная станет совершенно темной и холодной, с призрачными галактиками, разлетающимися кто куда в расширяющейся пустоте. Постепенно все объекты превратятся в пыль.

Может, все начнется сначала? И снова через миллиарды лет люди будут читать Книгу Бытия: «Земля была безвидна и пуста, и тьма над бездною; и Дух Божий носился над водою». Что было дальше? «И сказал Бог: да будет свет. И стал свет… и отделил Бог свет от тьмы».

Но Вселенная есть и мы являемся ее частью. Из чего состоит Вселенная? Из планет, звезд, других небесных (астрономических) тел, пустых зон, межзвездного газа и пыли, темной материи и темной энергии. Вся материя собрана в гравитационно связанные системы (галактики), участвующие в движении относительно общего центра масс. Точное количество галактик неизвестно, в настоящее время считается, что их свыше 100 миллиардов. Мы живем в галактике Млечный Путь, в которой, по современным оценкам, от 200 до 400 миллиардов звезд. Все звезды в галактике удерживаются силами гравитации темной материи. Одиночных галактик мало, около 95 % всех галактик образуют скопления, в которых также присутствуют темная материя и темная энергия (от 70 до 90 %), межгалактический газ и пыль (от 10 до 30 %) и собственно звезды (около 1 % от массы группы).

Наш Млечный Путь входит в группу вместе с галактикой Андромеды, объединяющей более 300 млрд звезд и расположенной на расстоянии в 2 млн световых лет от Земли, Большим Магеллановым Облаком, где 15 млрд звезд, а расстояние от Земли составляет 170 тысяч световых лет, и Малым Магеллановым Облаком, насчитывающим 5 млрд звезд, на расстоянии 200 тысяч световых лет, плюс еще 40 более мелких галактик. Наша группа входит в комплекс скоплений галактик, который называется «местным сверхскоплением», туда также входят группы галактик в созвездиях Девы и Большой Медведицы. В сверхскоплениях (которые насчитывают тысячи галактик) силы притяжения недостаточны, чтобы удержать галактики вместе, и они разлетаются под действием силы темной энергии.

Наша галактика входит в 5 % всех наблюдаемых спиральных галактик, остальные 95 % имеют эллиптическую или неправильную форму. В этих галактиках возникновение жизни крайне затруднено, в частности из-за малого количества тяжелых химических элементов и высокого уровня радиоактивного облучения.

Наша Солнечная система в спиральной галактике Млечный Путь оказалась в «нужном» месте спирального рукава и на «нужном» расстоянии от центра галактики (Солнце находится на расстоянии 26000 световых лет от него). В противном случае эта система не получила бы достаточного количества тяжелых химических элементов, которые поставляют сверхновые звезды после своего взрыва, а также фтора, который дают белые карликовые звезды, или жизнь была бы уничтожена мощными излучениями радиации и выбросами материальных частиц.

Также наше Солнце находится далеко и от опасных спиральных рукавов (во внутреннем крае так называемого «рукава Ориона»). В центре Млечного Пути находится черная дыра, в результате деятельности которой высвобождаются огромные количества рентгеновских лучей, гамма-лучей и корпускулярного излучения, а они смертельны для жизни. Также в центре галактики и ее спиральных рукавах взрывается много сверхновых звезд. Солнечная система находится на круге, где период вращения рукавов практически совпадает с периодом обращения системы вокруг ядра галактики – другими словами, наше Солнце очень редко проходит сквозь рукава, в отличие от большинства звезд Млечного Пути. Но при этом наша Солнечная система не находится и на далекой периферии галактики (периферия – не лучшее место для возникновения жизни, так как там мало звезд, скорость возникновения новых, от которых поступает «строительный» материал для планет, намного меньше).

Чтобы на какой-то планете могла существовать жизнь, ее звезда должна обладать уникальным набором характеристик. К ним относятся масса, излучение, состав, орбита, расстояние до планеты, тип галактики и определенная позиция в ней; также звезда должна была сформироваться в строго определенный момент развития галактики. Звезда должна быть одиночной (в нашей галактике таких только 25 %).

Наше Солнце обладает необходимыми характеристиками и является огромной редкостью с точки зрения астробиологии. До настоящего времени, несмотря на многолетние и усиленные поиски, астрономам не удалось обнаружить вторую звезду, характеристики которой совпали бы с параметрами Солнца, которое относится к желтым карликам класса G.

Солнце также входит в 10 % самых массивных звезд нашей галактики, однако отмечу, что чем больше масса звезды (например, на 20 % больше солнечной), тем меньше ее «жизненный цикл» (примерно 2 млрд лет вместо 10 млрд), ее яркость будет меняться сильнее, ультрафиолетовое излучение, вредное для жизни, окажется мощнее.

Солнце – молодая звезда, оно относится к звездам третьего поколения, то есть образовалось из останков звезд первого и второго поколений. Это произошло примерно 4,59 млрд лет назад при быстром сжатии облака молекулярного водорода под действием сил гравитации. По сравнению с другими звездами такого возраста в нашем районе галактики, Солнце отличается высоким содержанием тяжелых элементов, в частности, железа, никеля, магния, алюминия, натрия, кальция, хрома и ряда других, вращается по более циркулярной орбите, совершая полный оборот за 200 млн лет.

Состояние нашей звезды намного стабильнее большинства сопоставимых звезд, так как в течение солнечного цикла интенсивность излучения примерно постоянна, увеличиваясь в момент максимума всего на 0,1 %. В ядре Солнца постоянно происходит превращение водорода в гелий, первый составляет примерно 73 % от всей массы Солнца, а второй примерно 25 %. Если выразиться по-другому, то при температуре более 14 млн градусов осуществляется термоядерная реакция, в результате которой из четырех протонов образуется гелий-4. Каждую секунду около 4 млн тонн вещества превращается в лучистую энергию, генерируется солнечное излучение. Оно несет Земле жизненно необходимую энергию соответствующего спектра и интенсивности.

Уникальным является не только Солнце, но и наша Земля – и звезда, и планета оказались в максимально пригодном для жизни месте. Земля находится на оптимальном расстоянии от Солнца (150 млн километров), в так называемой «околозвездной обитаемой зоне», и постоянное пребывание в этой зоне важно для поддержания и сохранения постоянства климата. Смещение Земли всего на 2 % сделало бы жизнь на ней невозможной. Если бы Земля была ближе к Солнцу, то вся вода испарилась бы, если дальше – замерзла. Умеренная температура земной поверхности позволяет воде находиться в жидком состоянии, чего нет на других планетах. Хотя допустимо небольшое изменение скорости вращения Земли вокруг своей оси без ущерба для высокоорганизованных форм жизни.

Угол наклона земной оси тоже оптимален и составляет 23,5 градуса относительно перпендикуляра к плоскости орбиты. Благодаря углу наклона земной оси обеспечиваются хорошие климатические условия на большей части поверхности планеты. Оптимальными оказались и размеры, и масса нашей планеты. Диаметр составляет 12,5 тысяч км, а масса = 5,97 × 1024 кг. Если бы эти показатели были меньше, то у Земли не было бы атмосферы (как, например, ее нет у Луны). Если показатели были бы больше, то в атмосфере сохранились бы ядовитые газы (метан, аммиак, водород).

Кроме того, планета с недостаточной массой не может удержать внутреннее тепло и быстро остывает. Железное расплавленное ядро планеты создает магнитное поле, защищающее ее биосферу от губительного воздействия космических лучей, заряженных частиц солнечного ветра, жесткого рентгеновского излучения. Наша планета уникальна и своей атмосферой – соотношением в ней объемов кислорода и азота, уровнями углекислого газа, водяного пара, озона. При меньшем количестве кислорода в воздухе (менее 21 % атмосферы) задохнулись бы крупные млекопитающие, при увеличении количества кислорода планета страдала бы от постоянных пожаров. Особенный состав земной атмосферы (в частности, наличие озона) обеспечивает поглощение рентгеновского и ультрафиолетового излучения. Уникальны наши морская и пресная вода, при этом многие полезные для жизни вещества очень хорошо растворяются в воде, а вредные растворяются плохо. Пары воды легче сухого воздуха, что важно для переноса теплоты и круговорота воды на планете, а атмосфера не дает воде улетучиться в космос.

Из сказанного можно сделать вывод, что для существования Вселенной, галактики и обитаемой планеты необходимы уникальные условия. Регулярные научные наблюдения позволили открыть 26 параметров, которые должны иметь строго определенные значения для существования Вселенной и жизни в ней. Это: постоянная сильного и слабого ядерного взаимодействия, постоянная гравитационного взаимодействия, постоянная электромагнитного взаимодействия; отношение массы нейтрона к массе протона, протона к массе электрона, отношение количества протонов к количеству электронов и ряд других параметров. Они должны иметь строго постоянные значения!

Например, если бы сильное ядерное взаимодействие (сила, определяющая степень притяжения протонов и нейтронов в ядре атома) было всего на 2 % слабее существующего, то протоны и нейтроны не смогли бы удержаться вместе и во Вселенной существовал бы только один элемент. Это был бы водород, ядро атома которого состоит из одного протона, а нейтрона не имеет. Если бы, наоборот, сильное ядерное взаимодействие было всего на 0,3 % сильнее существующего, то протоны и нейтроны притягивались бы друг к другу с такой силой, что во Вселенной не было бы водорода. Жизнь без водорода невозможна и она также невозможна, если единственным элементом является водород. А если бы, например, протоны оказались тяжелее нейтронов, то они превратились бы в нейтроны, но без протонов было бы невозможным существование атомов и молекул. Соотношение между количеством протонов и электронов должно быть точным – галактики, звезды и планеты никогда бы не образовались, если бы количество протонов не равнялось количеству электронов.

Жизнь на Земле была бы невозможна, если бы не 41 физический и космологический параметр, каждый из которых должен иметь вполне определенное значение. Американский астрофизик Хью Росс рассчитал вероятность случайного совпадения 41 такой характеристики и получил величину, равную 10–53. Отмечу, что ученые считают практически невозможной вероятность события, меньшую, чем 10–40. Примерное количество планет во Вселенной составляет 1020. Есть ли где-то условия для возникновения жизни, как в нашей галактике, нашей Солнечной системе, на нашей Земле? Это могло произойти без вмешательства Высшего разума? Отмечу, что в наши дни многие ученые приходят к вере благодаря занятиям наукой, которая вескими научными фактами подтверждает «толчок Создателя».

Доказательства теории Вселенной

Вернемся к Эдвину Хабблу и расширению Вселенной. Хаббл был наблюдателем, он собирал доказательства и хотел, чтобы теории строили теоретики.

Вообще, расширение Вселенной было предсказано и обосновано Александром Фридманом; этим же вопросом занимался Жорж Леметр. Теорию расширяющейся Вселенной он разработал независимо от Фридмана. Во время визита в США он познакомился с исследованиями Хаббла и Слайфера по красному смещению галактик и в дальнейшем опубликовал свое объяснение этого явления. Леметр отождествлял наблюдаемое спектроскопически разбегание галактик с расширением Вселенной. Он также говорил и о расширении «в обратном направлении», будто прокручивал пленку назад: размер Вселенной сжимается, она становится меньше и меньше, галактики соединяются и уменьшаются, процесс идет быстрее и быстрее, пока не достигает состояния, которое он называл «первичным», или «первозданным атомом», с которого все и началось. Теория эволюции Вселенной, начиная с этого самого атома, и есть теория Большого взрыва.

Выше я рассказал о двух основных теориях, связанных с Вселенной: теории Большого взрыва, которая признается уже почти сто лет, и теории стационарной Вселенной, которая теперь почти не имеет последователей. Ученые всего мира искали доказательства для подтверждения той или другой модели. В частности, этим занимался канадский и американский физик Джим Пиблс, работающий в области теоретической космологии, и американский физик Роберт Дикке, интересы которого лежали в сфере астрофизики, атомной физики, космологии и гравитации.

Джим Пиблс, канадский физик-теоретик (род. в 1935)

Пиблс и Дикке совместно занимались вопросом физического состояния ранней Вселенной и предсказали существование реликтового излучения. Одновременно с ними это сделали Андрей Дорошкевич и Игорь Новиков, которые проводили исследования электромагнитных фонов Вселенной. После того как Дикке вместе с Питером Роллом и Дэвидом Уилкинсоном занялись конструированием радиометра для проверки предсказания, они с удивлением узнали, что их опередили Арно Пензиас и Роберт Вильсон, занимавшиеся проблемой уровня шумов. Группа Дикке работала в Принстонском университете, а Пензиас с Вильсоном в Bell Labs, крупной американской, а в настоящее время франко-американской корпорации и исследовательском центре в области телекоммуникаций, электронных и компьютерных систем, всего в нескольких милях от них! Группа Дикке провела независимые измерения и подтвердила существование фона, а также дала теоретическое объяснение результата Пензиаса и Вильсона и фактически перевела физику ранней Вселенной из разряда спекуляций в экспериментальную науку.

Дикке с Пиблсом познакомились в Принстонском университете. Пиблс занялся космологией в период обучения в аспирантуре. Он был лучшим студентом-физиком в Манитобском университете, Канада, но, оказавшись в Принстоне, понял, что мало знает физику, несмотря на высокие оценки и награды. Получив приглашение, он стал членом группы, собиравшейся по пятницам на чердаке над физической лабораторией. В нее входили студенты старших курсов, аспиранты, сотрудники университета. В этой неформальной обстановке за пивом и пиццей обсуждались важные для мировой науки вопросы. Называли они себя «Птицы Дикке».

После того как Дикке узнал, как Пиблс пытался провести собственное исследование, чтобы определить для себя, какой все же является Вселенная, он предложил Пиблсу поучаствовать в практических экспериментах его группы, в частности по измерению температуры Большого взрыва, и поработать с радиоволнами, которые, как известно, отличаются от видимого света только частотой. К этому времени Пиблс уже хорошо изучил труды Эйнштейна, Леметра и Фридмана – с упором на то, что касалось Вселенной. Что она собой представляет? Что говорит теория относительности о форме Вселенной? Чтобы упростить математические вычисления, Эйнштейн предположил, что распределение материи во Вселенной гомогенно, или однородно – то есть она единообразна. Независимо от Эйнштейна Жорж Леметр и Александр Фридман сделали то же предположение и добавили к нему еще одно: Вселенная изотропна – едина во всех направлениях, свойства физических объектов от направления не зависят. То есть: в какую сторону вы бы ни посмотрели, все будет выглядеть одинаково. В дальнейшем, с появлением теории стационарной Вселенной, появилось еще одно предположение: Вселенная однородна и изотропна не только в пространстве, но и во времени. То есть она будет выглядеть одинаково в любом направлении, независимо от того, где вы в ней находитесь и в какое время.

Пиблс специально посетил лекцию, посвященную теории стационарной Вселенной, но пришел к выводу, что сторонники этой теории все выдумали. Он считал, что Вселенная не может быть однородной, будь то в пространстве или времени – и уж тем более в пространстве и времени одномоментно. Он посчитал такую модель несерьезной и согласился с ее критиками, которые утверждали, что она была придумана как относительно простая математическая модель, а не для отражения даже известной на тот момент реальности.

Роберт Дикке, американский физик и космолог (1916–1997)

Почему вообще кто-то считает Вселенную простой? Вселенную из всего, что есть на свете? С другой стороны, многие серьезные ученые предпочитают следовать принципу, предложенному францисканцем, философом-схоластом и логиком Уильямом Оккамом (1285–1349) еще в XIV веке: вначале следует проверить простейшие предположения и усложнять их только по мере необходимости. Поэтому предположение Эйнштейна об однородной Вселенной было вполне логичным, но недостаточным, чтобы служить основой науке, дающей предсказания, которые в свою очередь ведут к наблюдениям, а на основе этих наблюдений делаются выводы.

Отношение к делу Пиблса и Дикке совпали. Дикке написал статью в American Journal of Physics (Американский физический журнал), посвященную космологии, где заявил, что корни космологии уходят в философские размышления, но постепенно она превращается в физическую науку. Однако наблюдений пока еще мало, чтобы служить ее основой, и поэтому философские размышления продолжают играть важную роль, а иногда и доминируют. Пиблса привлекла возможность поучаствовать в сборе данных наблюдений, которые должны служить основой науки. Тем временем Ролл и Уилкинсон построили радиоантенну. Они хотели заниматься космологией научным путем.

Конструкция вращающейся 14-метровой радиоантенны и ресивера Карла Янски, 1929

Уже в конце XIX века ученые говорили о том, что радиоволны должны излучаться и небесными телами. Первый намек на то, что радиоволны могут оказаться новым способом, помогающим увидеть Вселенную, относится к 1930-м годам. Это было одним из случайных открытий, сделанных в Bell Labs. В 1932 году один из инженеров пытался избавить трансатлантическую радиотелефонную связь от странного шума и пришел к выводу, что этот шум происходит от звезд Млечного Пути. Новость попала на первую страницу «Нью-Йорк Таймс», а затем была благополучно забыта. И только после Второй мировой войны использование радиоволн для изучения астрономии стало широко распространенным явлением.

Годом рождения радиоастрономии считается 1931 – в этом году Карл Янски (1905–1950), американский физик и радиоинженер, начал свои эксперименты. Он же считается основоположником радиоастрономии – науки, которая исследует небесные тела по их радиоизлучению. Но Янски выступил с заявлением только в декабре 1932 года: сообщил об открытии радиоизлучения космического происхождения. Первым был обнаружен самый сильный радиоисточник непрерывного излучения в центре Млечного Пути.

Радиоастрономия привела к значительному развитию астрономии в целом, особенно после открытия нескольких новых классов объектов, включая пульсары, межзвездный газ, квазары и радиогалактики, а также реликтовое излучение.

И Дикке, и Пиблс предполагали, что радиоастрономия позволит увидеть то, что невозможно обнаружить с помощью оптической астрономии. Наземные радиоастрономические наблюдения могут проводиться в диапазоне длин волн от 1 мм до 30 м, более короткие и более длинные волны поглощает атмосфера.

Отмечу, что вскоре после эксперимента в Принстоне разрешающая способность радиоастрономических инструментов превысила возможности оптических телескопов. А компания из Принстона сосредоточила свое внимание на самых длинных волнах, потому что их отличает самая низкая энергия – та самая, которой должно обладать излучение, охлаждавшееся почти с самого начала времен до наших дней.

Пиблс работал, взяв за основу нынешнее состояние Вселенной (то есть состояние на момент проведения эксперимента), и двигался назад к первобытному состоянию. В настоящее время Вселенная на три четверти состоит из водорода, самого легкого элемента: в атоме водорода один протон. Чтобы такое количество водорода сохранилось до наших дней, в самом начале должно было существовать очень сильное излучение, потому что только невероятно горячая среда могла достаточно быстро спечь атомные ядра, не позволив отдельным протонам соединиться с другими субатомными частицами для формирования гелия и других более тяжелых элементов. По мере расширения Вселенной и увеличения объема ее температура падала. Поэтому, имея данные о сегодняшнем процентном содержании водорода, можно выяснить, насколько сильным было излучение в самом начале существования Вселенной, рассчитать, как она с тех пор расширилась и насколько упала температура.

Но радиоантенна температуру не измеряет, по крайней мере, непосредственно. Температура предмета определяет движение электронов – чем она выше, тем больше движения. Движения электронов в свою очередь производят радиошумы – чем больше движения, тем больше шума. Поэтому интенсивность шума может сказать о силе движения электронов, а это даст температуру предмета – или эквивалентную температуру радиошума.

В ящике со светонепроницаемыми стенками единственным источником радиошума будут движения электронов в стенках. Если в ящик-Вселенную поставить радиоприемник, то интенсивность атмосферных помех даст эквивалентную температуру стен «Вселенной» – реликтовое излучение.

Что это такое? Это фоновое космическое излучение, спектр которого близок к спектру абсолютного черного тела с температурой около 3К. Происхождение реликтового излучения в настоящее время связывают с эволюцией Вселенной, которая, как считают сторонники теории Большого взрыва, в самом начале имела очень высокую температуру и плотность излучения. Реликтовое излучение наблюдается на волнах от нескольких миллиметров до десятков сантиметров. Оно практически изотропно.

В 1964 году Пиблс взялся за определение температуры реликтового излучения – эквивалентной атмосферным помехам, которые будет определять антенна, изготовленная Роллом и Уилкинсоном. А те двое стали усовершенствовать радиометр, изобретенный Дикке во время Второй мировой войны, когда он в Массачусетском технологическом институте изготовил прибор для определения чувствительности радаров.

Тем временем Арно Пензиас и Роберт Вильсон занялись изучением радиоволн от звезд не в центре Млечного Пути, как делали все до них и куда смотрело большинство астрономов, а в другом направлении, на его крае. Практически одновременно Пиблс и Пензиас с Вильсоном пришли к похожим выводам с помощью своих антенн. Хотя полностью данные наблюдений и расчетов не совпали, они были близки.

Две группы – четверо из Принстонского университета и двое из Bell Labs (Пензиас и Вильсон) – обсудили свои находки и решили публиковать две статьи в Astrophysical Journal (Астрофизическом журнале). Но до того как вышли их статьи, репортер «Нью-Йорк Таймс», имевший контакты в «Астрофизическом журнале», опубликовал ставшую весьма популярной статью «Сигналы подразумевают Вселенную Большого взрыва».

Первооткрыватели реликтового излучения, американские ученые Арно Пензиас и Роберт Вильсон. Год открытия – 1964.

В конце концов данные по температуре реликтового излучения – 3К – совпали. Добавлю, что занимались этим не только упомянутые ученые. Еще в 1948 году Ральф Альфер и Роберт Херман рассчитали, что остаточное (реликтовое) излучение от ранее горячей Вселенной в настоящее время составляет около 5К, то есть на 5 градусов выше абсолютного нуля, но астрономы того времени заявили, что определить и подтвердить их расчеты с имеющейся на тот момент техникой невозможно. В 1964 году похожие расчеты сделал Фред Хойл, сторонник теории стационарной Вселенной и отец термина «Большой взрыв» совместно с британским астрономом Роджером Тайлером. На цифре 3К ученые сошлись в декабре 1965 года.

Своим существованием реликтовое излучение подтверждает теорию Большого взрыва и модель горячей расширяющейся Вселенной. При расширении Вселенная остывает, поэтому длина волны реликтовых фотонов должна возрастать: в настоящее время регистрируется фон с температурой 2,725 К, что соответствует миллиметровому диапазону. Доказательства позволили сделать выбор между теорией Большого взрыва и стационарной Вселенной, ведь до 1964 года обе теории основывались не на наблюдениях и математических расчетах, а больше на рассуждениях и предположениях. Но неужели когда-нибудь наша Вселенная остынет окончательно?

Вера Купер-Рубин

Вера Рубин (урожденная Купер) – пожалуй, самая известная женщина-астроном. Она родилась в 1928 году в Филадельфии. Она никогда не была теоретиком и называет себя наблюдателем.

Первый телескоп с трубой из куска линолеума помог Вере построить отец. Конечно, с его помощью она не могла фотографировать звезды, не могла полноценно следить за их движением (если быть более точными, их кажущимся движением, так как вращение Земли создает иллюзию, будто звезды движутся по ночному небу). Но именно движение звезд разбудило в Вере интерес к астрономии. Окно ее комнаты на втором этаже выходило на север, она каждую ночь смотрела на небо в этом направлении, и скоро поняла, что звезды медленно идут по кругу вокруг какой-то точки, а в разные времена года звезды меняются. И с тех пор предпочитала следить за движениями звезд на ночном небе, а не спать. Она запоминала движения небесных тел, а утром записывала их в тетрадку.

Вера Рубин, американский астроном, одна из пионеров развития концепции вращения галактик (род. в 1928)

Можно сказать, что Вера Купер смотрела на Вселенную в некотором роде как Ньютон: материя в движении; предсказуемые модели и схемы; небесные тела (и Земля среди них), несмотря на все свои странствия по небу, в конце концов возвращаются в изначальное место. Но Вера Купер родилась уже после того, как Эдвин Хаббл объявил, что Млечный Путь – не единственная галактика в нашей Вселенной, и за год до того, как он объявил, что галактики расходятся, и что чем дальше они находятся друг от друга, тем быстрее. То есть единственная Вселенная, которую знала Вера Купер, состояла из галактик, и эти галактики находились в движении.

При выборе темы научной работы для получения степени магистра в Корнельском университете, где она изучала физику и астрономию, Вера решила заняться старым взглядом на космос, работающий как часы, но представить его обновленную версию с учетом новой информации о расширяющейся Вселенной. Отмечу, что она не смогла поступить в аспирантуру Принстонского университета, так как на специальность «Астрономия» женщин не принимали вплоть до 1975 года. Вера Купер решила: раз Земля вращается вокруг своей оси, Солнечная система тоже вращается, галактики вращаются – то и у Вселенной, возможно, имеется ось. Может, вращается вся Вселенная.

Это предположение показалось ей разумным. И не только ей. Она вышла замуж за Роберта Рубина, который в то время писал диссертацию по физике, и муж показал ей статью американского физика-теоретика русского происхождения Георгия Гамова (1904–1968) «Вращающаяся Вселенная?», опубликованную в журнале Nature (Природа). Затем она узнала, что Курт Гедель (1906–1978), логик и математик, родившийся в Австро-Венгрии и перебравшийся в США в 1940 году, работает над теорией вращающейся Вселенной в Принстонском университете.

Вера Рубин стала почетным доктором множества университетов и двух академий наук, автором 114 статей и нескольких книг, ее имя известно всем современным астрономам, ее вклад в науку трудно недооценить.

Вера Рубин собрала данные по 108 галактикам, в случае которых астрономы смогли измерить красное смещение. Затем она отделила движения, которые происходили из-за расширения Вселенной, и задалась вопросом: а оставшиеся движения, которые казались странными, соответствуют какой-то модели или схеме? Она считала, что да. Ей было всего 22 года, до получения степени магистра оставалось полгода, когда она представила свою работу на заседании Американского Астрономического Общества в декабре 1950 года. Мнение собравшихся оказалось единогласным: само предположение странное, данные слабоваты, вывод неубедительный.

Здесь я не могу не отметить, что практически на протяжении всей своей научной карьеры Вера Рубин сталкивалась с критикой мужчинами, нежеланием принимать ее работу и выводы и даже враждебностью. Мужчины не хотели допускать женщину в астрономию, которая долгое время была исключительно их вотчиной. Ее хобби – рисование – привело к предложению рисовать картины на астрономические темы при отказе принять ее в колледж по специальности «Астрономия». В ее официальной биографии упоминается фраза школьного учителя физики: «У тебя все будет хорошо, пока будешь держаться подальше от науки».

Конечно, помогала уверенность в себе, и Вера не стала расстраиваться после того выступления на заседании Американского Астрономического Общества в 1950 году. Она просто подготовила научную работу для получения степени магистра и посчитала, что полученный результат стоит того, чтобы о нем сообщить. Это было ее первое посещение заседания Общества, ранее она почти не встречалась с профессиональными астрономами. Однако это выступление стало для Веры Рубин хорошим уроком. Она поняла, что еще остается новичком в астрономии, а ее работа совсем не соответствует общему направлению проводимых исследований.

Тогда она не знала, что Гамов был почти единственным среди астрономов, а Гедель среди теоретиков, считавших вопрос вращения Вселенной вообще стоящим серьезного внимания. Сам Гамов признавал, что эта идея на первый взгляд кажется фантастической. Но что если вы не полагаетесь на свой «первый взгляд»?

Кто в середине ХХ века мог знать, к чему приведет это переосмысление Вселенной? Масштабы изменились. Астрономам пришлось заняться космологией. Вера Рубин не считала себя космологом. Она вначале даже не считала себя астрономом – ведь ей пока ни разу не удалось посмотреть на звездное небе через профессиональный телескоп. Через полгода после выступления на собрании Американского Астрономического Общества Вера Рубин получила диплом, ее муж защитил диссертацию, их сыну еще не исполнилось года, они планировали второго ребенка и переехали в округ Колумбия, где мужа ждала работа. Муж настаивал, чтобы и Вера занялась диссертацией, но она пока не определились с будущим.

И тут позвонил Георгий Гамов! Позже Вера Рубин говорила: «Он не умел ни писать, ни считать. Он не сразу сказал бы вам, сколько будет семью восемь. Но его ум был способен понимать Вселенную».

Георгий Гамов

Этот выдающийся ученый внес в исследование Вселенной огромный и неоспоримый вклад. Про Гамова говорили: скромные познания в математике – и великолепное воображение. Гамов обладал удивительной способностью видеть аналогии между моделями для физических теорий. Один коллега сказал о Гамове, что тот мог далеко продвинуться с помощью интуитивных картинок и аналогий, почерпнутых путем сравнений из области истории или даже искусства. 90 % его идей были ошибочны – и не стоило большого труда в этом убедиться. Но он не расстраивался – ведь оставалось еще 10 % правильных мыслей! Практически все отмечали, что с Гамовым было поразительно приятно работать вместе. Лев Ландау подчеркивал: Гамов бесспорно, лучший теоретик СССР.

У Георгия Гамова были широкие интересы. Он занимался атомной и ядерной физикой, астрофизикой, космологией, квантовой механикой. Он – один из основоположников теории «горячей Вселенной». Гамов широко известен не только в научных кругах, а и среди простых людей благодаря рассказам о приключениях мистера Томкинса и научно-популярным книгам по физике и астрофизике, в которых живым и доступным языком он рассказывал о современных научных идеях и представлениях. Они написаны настолько увлекательно, что их с удовольствием читали люди, очень далекие от науки. В 1956 году, уже давно будучи гражданином США, он получил премию ЮНЕСКО за популяризацию науки.

Георгий Гамов, российский и американский физик-теоретик, астрофизик и популяризатор науки (1904–1968)

Гамов – потомственный дворянин. Он родился в Одессе в семье учителя русского языка и литературы. Дед со стороны отца был офицером царской армии, как и многие другие предки по отцовской линии, мать – из семьи духовенства, большинство мужчин в ее роду были священнослужителями и занимали высокие или относительно высокие посты в русской православной церкви. В роду имелся один математик, автор учебника по алгебре.

После окончания школы в 1921 году Георгий Гамов поступил на математическое отделение физико-математического факультета Новороссийского университета в Одессе и в период учебы подрабатывал в Одесской астрономической обсерватории. В 1922 году он поступил на физико-математический факультет Петроградского университета и одновременно работал на метеорологической станции Лесного института. В 1924 году его пригласили на работу в Государственный оптический институт, и там Гамов понял, что хочет заниматься теоретическими исследованиями. Он закончил университет в 1926 году и поступил в аспирантуру. Его первая поездка за границу состоялась через два года, хотя преподаватели рекомендовали сразу же отправить талантливого молодого человека на стажировку. На оформление документов ушло два года.

Дворянское происхождение Гамова сыграло в этом свою роль. Именно благодаря работе в Германии он стал известен в научном мире, занимаясь теорией атомного ядра и альфа-распада (он считается разработчиком теории альфа-распада). По пути домой Гамов заехал в Копенгаген познакомиться с Нильсом Бором – и остался в Дании на год. Бор добился для него стипендии фонда Карлсберга. За время работы с Бором Гамов посетил научные центры в Лейдене и Кембридже. В СССР он вернулся в 1929 году, весной, а осенью опять поехал в Копенгаген благодаря стипендии Рокфеллеровского фонда. На этот раз он вернулся в СССР весной 1931 года и сразу же включился в работы по ядерной физике, которые проводили в Радиевом институте и Ленинградском университете. Академик Иоффе пригласил его консультантом новообразованного Отдела физики ядра в Ленинградском физико-техническом институте. В марте 1932 года он был избран членом-корреспондентом Академии Наук СССР и до сих пор остается самым молодым из избранных физиков за всю ее историю – на момент избрания ему исполнилось 28 лет.

Тем временем положение ученых в СССР изменилось не в лучшую сторону. Например, Гамова не выпустили на Международный конгресс по ядерной физике в Риме, куда он был приглашен персонально. Гамов стал искать возможности покинуть СССР, хотя бы нелегально. Случай представился в 1933 году на конгрессе в Брюсселе, куда он смог взять и жену благодаря высоким знакомствам, обеспечившим ей разрешение на выезд. Изначально он не хотел окончательно рвать с родной страной. Он просто хотел работать за границей и иметь возможность свободно посещать крупные международные научные центры. Но это оказалось невозможным. Когда Гамов не вернулся по окончании срока командировки, он был уволен с работы и исключен из членов-корреспондентов Академии наук.

Гамов работал в Институте Бора в Копенгагене, в Кембриджском университете, Радиевом институте в Париже, потом поступило предложение из США, и осенью 1934 года он был приглашен в Университет Джорджа Вашингтона. В этот период своей карьеры он активно интересовался связью между ядерными процессами и источником энергии звезд. Гамов построил первую последовательную теорию эволюции звезд с термоядерным источником энергии, потом занялся изучением роли нейтрино в катастрофических процессах, происходящих при вспышках новых и сверхновых звезд. Совместно с Эдвардом Теллером Гамов предложил теорию строения красных гигантов, предположив наличие у них устойчивого ядра и оболочки, в которой происходят термоядерные реакции.

Космологией Гамов начал активно заниматься в 1946 году. Он изначально был сторонником теории Большого взрыва и предложил модель «горячей Вселенной» в рамках этой теории. На основании разработанной им концепции образования химических элементов путем последовательного нейтронного захвата было предсказано существование реликтового излучения. Открыли его, как я говорил выше, Арно Пензиас и Роберт Вильсон, за что были удостоены Нобелевской премии (1978). Но основы для этого заложил Георгий Гамов. Ральф Альфер и Роберт Херман были его учениками. Работы всех троих получили признание и уважение коллег – за то, что они захотели серьезно воспринимать раннюю Вселенную и исследовали то, что должны сказать известные физические законы о первых минутах ее существования.

И этот самый Георгий Гамов, человек с именем, позвонил фактически никому не известной Вере Рубин и спросил о ее исследованиях.

…Ральф Альфер, ученик Гамова, сидел в одном кабинете с ее мужем в Университете Джона Хопкинса, в лаборатории прикладной физики. В том же здании трудился и Роберт Херман. Гамов иногда выступал в этой лаборатории в качестве консультанта, и они вместе с Альфером и Херманом выполняли какие-то работы. От них Гамов и узнал про работу Веры Рубин и заявил, что хотел бы услышать о вращении Вселенной.

Добиться невероятных успехов в науке Вере Рубин помогла поддержка мужа. Он специально выбрал эту лабораторию прикладкой физики как постоянное место своей работы, чтобы у жены была возможность получить и образование, и работу в области астрономии, которой, как я уже рассказывал, она интересовалась с детства. Она стала посещать лекции в Джорджтаунском университете и работать под руководством профессора Гамова.

Вера Рубин поняла, что познакомилась с гением. Он мог заснуть во время лекций, был крайне рассеян и невыносим в быту. Но он также находил ответы на вопросы, на которые не мог ответить никто другой. Общаясь с Гамовым, собеседники понимали, что их собственный разум никогда не будет так работать.

Во время одной из их первых встреч Гамов предложил Вере Рубин подумать не о движении галактик в целом, а о результатах этих движений – о расположении или организации галактик. Распределение галактик по Вселенной случайно и единообразно, как предполагает большинство астрономов? Так думал Хаббл, утверждая, что наблюдаемые области во всех направлениях в общем одинаковы. В некотором смысле он повторял два предположения современной ему космологии – однородность и изотропия. По мнению Хаббла и его поколения астрономов скопления галактик, которые наблюдали ученые, были просто случайностями, ошибками природы или, возможно, неким видом космической оптической иллюзии.

Гамов же думал в других масштабах. Может, странные движения галактик – отличные от прямого расширения – были не случайны, как предполагало большинство астрономов? Может, гравитационные взаимодействия между галактиками, даже через ранее немыслимые расстояния, иногда бывают достаточно сильными, чтобы препятствовать расширению на местном уровне? Может, ни одна галактика не является «островом», или является не каждая?

А потом франко-американский астроном Жерар-Анри де Вокулёр (1918–1995), в то время работавший в Австралии, стал бомбардировать письмами Веру Рубин. Вокулёр разработал классификацию типов галактик по виду их изображений на фотографиях, отличающуюся от других классификаций (в частности классификации Хаббла) большей детальностью. Вообще, он занимался внегалактической астрономией, звездной фотометрией, физикой планет. Вокулёр составил три обширных каталога галактик, последний из которых включает 4364 объекта. Он исследовал строение нашей галактики и ряд отдельных, изучал Магеллановы Облака, оценил их размеры, массу, расстояние, состав и установил, что Большое Магелланово Облако вращается. Вокулёр считал, что окружающие нас галактики образуют огромную систему.

Однако Вокулёру показалось, что работа Веры Рубин предполагает не вращение Вселенной, а движение скопления галактических скоплений. Он называл его сверхскоплением. Гамов просил подумать над вопросом: происходит ли скопление галактик, а если да, то почему?

Вера Рубин снова воспользовалась уже собранными данными, которые находились в свободном доступе, – их мог изучать каждый, кто захочет. На этот раз она взяла данные Гарвардского университета и анализировала их, сравнивая расположение галактик на небе с расстояниями, которые давало их красное смещение. В своей диссертации «Колебания в космическом распределении галактик», которая была включена в «Протоколы Национальной Академии Наук» 15 июля 1954 года, она сделала вывод: галактики не сталкиваются и не скапливаются случайно или произвольно. Для этого есть причина, и эта причина – гравитация.

Вера Рубин и Кент Форд

Прошло несколько лет. Вера Рубин стала матерью четверых детей и преподавателем астрономии в Джорджтаунском университете, но все еще не являлась практическим астрономом. Она стала им только в 1963 году. Именно тогда она впервые смогла поработать в настоящей профессиональной обсерватории – Национальной обсерватории Китт Пик. В этот период она вместе со своими студентами изучала движение 888 относительно близких звезд, но пользовалась своим привычным методом – собирала данные по каталогам и различным базам данным.

Большинство астрономов того времени изучали движение звезд, наиболее близких к центру галактики Млечный Путь. Рубин же пошла другим путем: она стала наблюдать так называемый антицентр галактики. Это теоретический пункт в небе, который находится непосредственно напротив центра галактики Млечный Путь. То есть ее интересовали далекие звезды. На следующий год она стала первой женщиной в мире, получившей приглашение в Паломарскую обсерваторию.

Тогда она и приняла решение заниматься только астрономией. Вера Рубин жила неподалеку от Отдела земного магнетизма Института Карнеги в Вашингтоне, в библиотеке которого проходили встречи с Гамовым. В пятнадцати минутах ходьбы жил Бернард Берк, штатный радиоастроном упомянутого отдела, с которым она любила поговорить о радиоастрономии и о его работе, посвященной вращению Млечного Пути. В Отделе земного магнетизма, основанном в 1904 году, еще никогда не было сотрудника женского пола. В декабре 1964 года Вера попросила Берка принять ее на работу. Позднее она вспоминала, что тот, наверное, меньше бы удивился, если бы она предложила ему на ней жениться. Так с 1 апреля 1965 года Вера Рубин приступила к работе в Отделе земного магнетизма и оказалась в одном кабинете с Кентом Фордом. Ранее никто кабинет с Фордом не делил, потому что он все время занимался созданием и сборкой каких-то инструментов, а остальные сотрудники отдела работали с бумагами – документами, графиками и диаграммами. Вера подключилась к ловле «астрономической дичи».

Национальная обсерватория Китт Пик в пустыне Сонора, Аризона

Вера Рубин и Кент Форд в Институте Карнеги

Они стали работать вместе. Вера решила, что необходимо найти тему, которой она сможет заниматься, имея в распоряжении только маленькие телескопы. Напоминаю, что она не состояла в штате никакой крупной обсерватории, она не была на тот момент знаменитым ученым, поэтому приходилось пользоваться доступными техническими средствами. С другой стороны, тема должна была быть такой, которую никто не украдет, пока она будет ею заниматься. И результаты исследования должны принести пользу обществу.

Подумав, Вера Рубин выбрала туманность Андромеды, крупную спиральную галактику, обозначаемую М31 и ближайшую, которая напоминает нашу собственную.

В 1960-е годы Рубин первой провела исследование (в котором принимал участие Форд), показавшее, что орбитальная скорость звезд в отдаленных частях галактик соответствует скорости звезд в центре галактики. В тот период считалось, что самые мощные гравитационные силы действуют там, где больше массы (то есть в центре), а в отдалении сила, наоборот, должна уменьшиться, заставляя орбиты замедляться. Также Вера Рубин с Кентом Фордом обнаружили, что скорости звезд, входящих в спиральные галактики, гораздо медленнее убывают по мере увеличения расстояния до галактического центра, нежели положено по законам механики.

Начиная исследования, Вера Рубин ожидала увидеть систему, соответствующую универсальному единому закону гравитации – чем дальше планета от Солнца, тем медленнее она движется по орбите. Если какая-то планета находится в четыре раза дальше от Солнца, чем другая, то скорость более удаленной составит половину скорости движения по орбите более близко расположенной планеты. Если планета находится в девять раз дальше, то скорость составит одну треть.

Плутон находится в сто раз дальше от Солнца, чем Меркурий, значит, скорость его вращения по орбите должна составить одну десятую скорости вращения Меркурия. Если отразить это взаимоотношение между расстоянием и скоростью на графике (чем больше удаленность, тем ниже скорость), должна получиться кривая, идущая вниз. Именно это ожидали увидеть Рубин и Форд в различных частях галактики: чем дальше звезды от центра галактики, тем медленнее будут их скорости. Все астрономы до них всегда ожидали увидеть идущую вниз кривую взаимоотношений удаленности и скорости. Но эти ученые не производили фактических наблюдений, потому что у них не было спектрографа Форда. Более того, Рубин и Форд дошли до дальних краев спирали. Скорость звезд в центре галактики и в самых дальних ее частях оказалась одной и той же – как будто бы Плутон и Меркурий двигались на одной скорости.

Рубин выступила с рассказом о результатах их совместной работы на заседании Американского Астрономического Общества в 1968 году. Первые данные совместной работы Рубин и Форд опубликовали в 1970 году – это были результаты измерений скоростей звезд и газовых облаков в туманности Андромеды. Именно при ее изучении выяснилось, что вдали от центра галактики эти скорости примерно постоянны. Через несколько лет были получены аналогичные данные для десятков спиральных галактик, а вскоре их подтвердили и другие исследователи. Джим Пиблс, упомянутый выше, очень заинтересовался их открытиями и стал использовать эти данные для дальнейшего исследования ранней Вселенной.

В галактике движется все. Во Вселенной в движении находятся все галактики. Каждые две минуты Земля проходит 2500 миль по своей орбите вокруг Солнца. Солнце проходит 20000 миль по своей орбите вокруг центра нашей галактики. За 70 лет – среднюю продолжительность человеческой жизни – Солнце проходит 300 000 000 000 миль. Масштабы Вселенной настолько огромны, что астрономы не могут увидеть фактическое вращение галактик. Если бы, например, наблюдатели, находящиеся в туманности Андромеды, занялись изучением нашей галактики, то увидели бы неподвижную спираль – по крайней мере, она показалась бы им такой. И то же самое видят земные ученые, когда наблюдают за туманностью Андромеды. Но спектрограф видит другое – приемник излучения одновременно регистрирует весь возможный электромагнитный спектр исследуемого объекта, он может показать, сколько света из туманности Андромеды сместилось к красному концу спектра или к фиолетовому, то есть, как быстро галактика приближалась к Вере Рубин или удалялась от нее. Вера Рубин продолжала смотреть на далекие объекты, но теперь ее также интересовали и мелкие детали поближе к дому, на которые другие исследователи внимания не обращали.

Приборы середины 1960-х годов значительно превосходили инструменты, например, 1916 года, когда туманностью Андромеды занимался американский астроном Фрэнсис Пиз (1881–1938), который участвовал в создании всего первоначального оборудования обсерватории Маунт-Вильсон. Он занимался измерением диаметров звезд с помощью интерферометра, в 1916–1917 годах одним из первых измерил лучевые скорости слабых галактик и определил вращение галактик с помощью спектрографа. Но на одну галактику ему требовалось 84 часа в течение трех месяцев. Новый инструмент, сконструированный Кентом Фордом, сокращал это время на 90 %! Они с Рубин получали от четырех до шести спектров на одну ночь. Инструмент Форда позволял измерить вращение туманности Андромеды гораздо дальше от центра, чем ранее делал кто-либо из астрономов в какой-либо галактике.

Форд и Рубин многократно ездили в Аризону, в две крупнейшие лаборатории, иногда с семьями. Форд и Рубин оказались прекрасными компаньонами – они дополняли друг друга и понимали друг друга с полуслова. После открытия одинаковой скорости звезд в разных частях галактики Рубин и Форд стали строить версии, пытаясь объяснить, почему так происходит. Вначале Вера Рубин думала, что на звезды каким-то образом влияет газ. Возможно, туманность Андромеды – необычная галактика, отличающаяся от остальных.

После того как Рубин и Форд представили результаты своих наблюдений в докладах и статьях, в гости к Рубин приехал ее старый знакомый Мортон Робертс, который работал в Национальной радиоастрономической обсерватории в Шарлоттесвиле, Вирджиния. Он хотел показать Вере кое-какие фотографии. Робертс тоже занимался вращением туманности Андромеды, только проводил наблюдения на радиоволнах. Он выложил на стол «Атлас галактик Хаббла», потом свои фотографии. В своих наблюдениях за звездами и газом он зашел дальше Рубин и Форда. Робертс заявил, что это конец галактики. При этом он же сказал, что там должна быть материя. Но что за материя? Тогда, в переговорной Отдела земного магнетизма, где собрались Рубин, Форд, Робертс и еще несколько коллег, они долго смотрели на сделанные Робертсом снимки – но видели гораздо больше. Их видение простиралось за звезды, за газ спиральных рукавов, за видимый свет. Они там ничего не наблюдали своим обычным человеческим зрением, но решили, что все-таки смотрят на галактику туманность Андромеды. Она существовала, но это было что-то другое!

Фриц Цвикки и темная материя

Первым в истории на возможность существования темной материи указал Фриц Цвикки. Его наиболее значимым вкладом в науку считается открытие скрытой массы – или, скорее, разработка теории скрытой массы. Он занялся этим вопросом в 1930-е годы. Теория заключается в том, что большую часть Вселенной занимает так называемая скрытая масса – невидимое вещество, которое проявляет себя при взаимодействии с видимым. Масса этого вещества во много раз превышает массу всех наблюдаемых объектов. За пределами видимых границ галактики находится несветящаяся, темная материя. К скрытой массе могут относиться черные дыры и коричневые карлики (газовые тела с массой, промежуточной между массами звезд и планет). Можно сказать, что идея скрытой массы витала в астрономических кругах с тех самых пор, как астрономы узнали о существовании галактик.

В настоящее время ученые всего мира признают, что в космологии, которая является относительно новой наукой, открытия проходят два этапа. На первом дается ответ на вопрос, существует ли «это». На втором ставится вопрос: что это такое? В случае с темной материей большинство ученых считают, что ответ на первый вопрос получен. Да, темная материя существует.

Фриц Цвикки, американский астроном и астрофизик швейцарского происхождения (1898–1974)

В 1932 году Цвикки занялся изучением скопления Волосы Вероники. Исследуя движение галактик, вращавшихся вокруг центра этого скопления, Цвикки вычислил, сколько материи требуется, чтобы поддерживать гравитационную связь между галактиками. Проанализировав их излучение и рассчитав общее количество имевшихся звезд, он обнаружил, что большей части массы не хватало. Цвикки пришел к выводу, что плотность массы должна быть в 400 раз больше, чем предполагала светимость. В дальнейшем астрономы снизили эту цифру до 50 раз, но все равно она представлялась огромной.

В статье в одном швейцарском журнале в 1933 году Цвикки писал, что если астрономы не смогут найти объяснение этого несоответствия, то можно прийти к какому-то поразительному выводу, например, что количество светящейся материи в Волосах Вероники ничтожно в сравнении с каким-то типом dunkle Materie – или темной материи. И это – первое использование термина «темная материя» в научной литературе. Правда, годом раньше этот термин был предложен голландским астрономом Яном Оортом, но использовал он его для изложения ошибочной гипотезы. Поэтому отцом темной материи считается Цвикки.

Спустя три года к аналогичным выводам, независимо от Цвикки, пришел другой американский астроном, Синклер Смит, проживавший в Калифорнии. Он занимался изучением скопления Девы, обработал данные его наблюдения. Смит опубликовал соответствующую статью в «Астрофизическом журнале», рассказав об огромной массе межгалактической материи внутри скопления. Масса этого скопления, определенная исходя из скорости движения галактик (так называемая динамическая масса), в 50 раз превышала массу, вычисленную с помощью оценки светимости звезд. В тот же год этой проблемой заинтересовался Эдвин Хаббл и в своей книге «Царство туманностей» написал, что это несоответствие кажется реальным и важным. В 1937 году Фриц Цвикки написал о необходимости дальнейшего глубокого изучения проблемы.

Прогресс в науке весьма специфичен. Люди занимаются вопросами, которые с наибольшей вероятностью дадут какой-то конкретный результат, помогут прийти к каким-то выводам – или теми проблемами, решение которых просто необходимо по каким-то причинам, будь то экономическим, политическим или социальным. В 1930-е годы прошлого века, в особенности в конце десятилетия, когда началась Вторая мировая война, движения плохо понимаемых большинством людей объектов, галактик в возможно случайных скоплениях мало кого волновало. Например, Джим Пиблс считал проблему скрытой массы одной из тем, на которые ученые болтают во время обеденного перерыва или за чашкой кофе – как и о том, что было до возникновения Вселенной.

Космология приобрела статус настоящей науки в конце 1960-х годов, и о проблеме скрытой массы внезапно вспомнили. Более того, ее требовалось решать! Если рассматривать эволюцию Вселенной в больших масштабах, как, например, это делал Пиблс, то никак нельзя проигнорировать поведение крупнейших структур Вселенной, скоплений галактик. Считается, что Джим Пиблс первым использовал термин «темная материя» на английском языке – и первым после Цвикки. Это было сделано в одной из его статей в 1969 году. Пиблс писал о том, что плотность материи в галактиках, возможно, увеличивается за счет темной материи. Но это скорее было исключением из правил.

То, что Пиблс видел в скоплениях галактик, он стал видеть и в отдельных галактиках. А что если скрытая масса не является проблемой только одних скоплений галактик? А если это проблема и отдельных галактик? И одна и та же проблема?

Коллега по Принстонскому университету астроном Иеремия Острикер как-то заглянул к Пиблсу и признался, что он не понимает кое-что в поведении Млечного Пути. Острикер занимался вращающимися небесными телами еще со времени учебы в Кембридже. Он написал диссертацию о вращающихся звездах. Уже в XIX веке ученые знали, что если вращать изначально сферическую каплю жидкости, она станет сплющенной у полюсов, а в конце концов сожмется в форме бруска или стержня. Острикер смотрел на звезды как на капли жидкости, то есть сжимаемые объекты, и пришел к выводу, что со временем они должны сплющиваться у полюсов.

Острикер сказал Пиблсу, что посмотрел на Млечный Путь и на другие спиральные галактики, о тысячах которых астрономы уже собрали сведения, как на плоский диск. Острикер считал, что Млечный Путь уже должен был сжаться или распасться на две галактики после первого круга. Тем не менее ко времени разговора двух ученых Млечный Путь совершил уже, по крайней мере, несколько дюжин вращений. Острикер решил, что здесь что-то не так. Пиблс согласился, построил модель Млечного Пути и запустил вращение. Модель, созданная на основании имевшейся информации, показала, что катастрофа случилась бы во время первого круга продолжительностью 200 миллионов лет. Что-то обеспечивало стабильность, например, какая-то окружающая масса, которая удерживала Млечный Путь гравитационно. Они ничего такого не видели в телескопы – по крайней мере, тогда. Но что-то там должно было быть! И это что-то Пиблсу и Острикеру следовало встроить в программу.

Они решили окружить видимую галактику этой массой и посмотреть, что произойдет. Если вращающийся диск стабилизируется, они станут сокращать гало до тех пор, пока не случится дестабилизация. Если же они запустят диск и он не стабилизируется, они станут расширять гало. Ученые использовали все больший гало, и система стабилизировалась только когда масса невидимого гало стала примерно соответствовать видимым частям галактики. В результате они пришли к выводу, что массы гало нашей и других спиральных галактик, находящихся вне наблюдаемых дисков, могут быть невероятно большими. И написали об этом совместную статью.

На следующий год Пиблс и Острикер занялись анализом наблюдений, уже сделанных астрономами, исследовали данные по отдельным галактикам, потом данные по бинарным галактикам – парам галактик, где каждая тесно гравитационно взаимодействует с другой. В итоге ученые сделали простое заявление: у них еть основания считать, что массы обычных галактик могут быть недооценены, причем раз в десять, а то и больше.

Продолжение исследований Веры Рубин

Вера Рубин была одной из немногих, кто посчитал статьи Пиблса и Острикера блестящими. Она знала и о работах Цвикки и Синклера, которые пришли к выводу, что столь серьезное расхождение невозможно объяснить погрешностью расчетов, поэтому Млечный Путь и некоторые спиральные галактики содержат несветящееся вещество, масса которого значительно превышает массу звезд. Другие астрономы отнеслись к статьям Пиблса и Острикера, мягко говоря, не очень тепло, а то и откровенно враждебно. Ведь получалось, что все годы астрономы изучали лишь 10 % того, что фактическим имелось на небе. Также большинство ученых не задумывались о взаимоотношении гравитации и галактик.

Об этом думала Вера Рубин. После того как они с Кентом Фордом закончили работу по туманности Андромеды, она снова обратилась к вопросу, над которым впервые задумалась еще перед получением степени магистра. Вселенная вращается или нет? Теперь Рубин формулировала вопрос и по-другому: распределение галактик и их скорость предполагают отсутствие единообразия за нашим участком Вселенной? То есть Вселенная не так проста, как ученые думали изначально?

Со времени первого выступления Веры Рубин на заседании Американского Астрономического Общества прошло 20 лет. Она стала известным ученым, ее находки подтвердили другие астрономы, в частности, Жерар-Анри де Вокулёр, с которым она вела постоянную переписку, опубликовал несколько работ, демонстрируя результаты, аналогичные ее собственным. К 1970-м годам вопрос неединообразного распределения галактик в ближайшей к нам части Вселенной уже не вызывал споров. Большинство астрономов приняли доказательства и смирились с тем, что некоторые галактики собираются в группы (скопления) в то время как вся Вселенная в целом расширяется. Однако большинство ученых считали, что на значительном удалении Вселенная будет единообразной во всех направлениях. Рубин, Форд и дочь Веры Юдифь, которая тогда была студенткой, но уже присоединились к работе матери, задались вопросом: а галактики действительно ведут себя таким образом?

Первая совместная работа была опубликована в 1973 году, предварительные данные оказались поразительными! Казалось, что группа галактик несется в одну из частей неба. Большая часть научного сообщества опять отвергла выводы Веры Рубин. Некоторые известные астрономы даже советовали ей прекратить исследования в этом направлении, чтобы не сломать свою карьеру. Но они с Фордом упрямо продолжали работу и в 1976 году опубликовали все полученные данные. Вера Рубин к тому времени устала от критики чуть ли не каждого своего шага. По ее словам, она недостаточно умна, чтобы объяснить, почему Вселенная такая, какая она есть. Но она такая.

Рубин и Форд продолжали наблюдения. Они находили подтверждения увиденного в туманности Андромеды, о чем писали еще в 1970 году, и того, что им показал Мортон Робертс в результате радионаблюдений той же галактики. Явления повторялись. Полной аналогии с планетарными системами в спиральной туманности Андромеды не существует. В результате измерений скоростей звезд и газовых облаков туманности Андромеды оказалось, что вдали от ее центра эти скорости примерно постоянны. Скорость планеты, обращающейся вокруг одиночной звезды, обратно пропорциональна квадратному корню из радиуса ее орбиты. Значит, по мере увеличения расстояния она монотонно убывает. Это связано с тем, что сила тяготения звезды убывает обратно пропорционально квадрату расстояния, а других источников тяготения в этой системе нет. С другой стороны, основная масса галактики приходится на звезды и газовые скопления, находящиеся на значительных расстояниях от ее ядра. Поэтому скорости внутригалактических объектов по мере удаления от ядра должны возрастать, достигнуть максимума, а затем убывать до очень малых значений. Вот этого как раз обнаружить и не удалось: после прохождения максимума скорости уменьшались, однако к нулю не стремились.

«Наука развивается лучше всего, когда наблюдения заставляют нас изменить восприятие» – Вера Рубин

В целом Рубин и Форд изучили 60 галактик. В 1974 году они использовали уже новый 4-метровый телескоп, установленный в Национальной обсерватории Китт-Пик, диаметр которого в два раза превышал диаметр телескопа, с помощью которого они наблюдали за туманностью Андромеды. С помощью нового телескопа и спектрографа Форда они смогли изучать галактики, находящиеся глубже во Вселенной и дальше по рукавам спиралей.

В 1978 году Рубин и Форд опубликовали данные по еще восьми галактикам – кривые вращения при отражении взаимоотношения между расстоянием и скоростью на графике были ровными линиями. Те же данные получали и радиоастрономы.

Рубин добилась чего хотела. Собранные данные четко говорили об одном и том же. Наблюдатели и теоретики оспаривали и проверяли ее данные. Кто-то возражал: радионаблюдения не дают четкого представления, охватывают слишком большую часть неба для того, чтобы собрать надежные данные. Другие говорили, что Рубин изучала галактики с высокой светимостью, потому что их легче обнаружить – может, у них просто аномальная масса. Третьи – что кривые вращения эллиптических галактик будут отличаться от кривых вращения спиральных. Четвертые – что она просто просчиталась. Но даже самым яростным критикам было трудно спорить с единообразием собранных данных. Все скептики могли посмотреть на кривые вращения галактик. Можно увидеть источники света. Можно посчитать, какой должна бы быть масса в зависимости от движения галактики. И увидеть, что она получается другой.

Что мы имеем в результате? Однозначный вывод – своего рода невидимая темная материя должна быть рассеяна всюду по Вселенной. В 1977 году после конференции в Йельском университете у Веры Рубин сложилось впечатление, что многие астрономы хотят как-то избежать решения вопроса «темной материи» или надеются на это.

В 1979 году в «Ежегодном обзоре астрономии и астрофизики» была опубликована большая статья Сары Фабер и Джей Галлагер, которые пришли к выводу, что вопрос невидимой массы во Вселенной стоит очень остро. Результаты наблюдений и исследований веско доказывают ее существование. Эта статья сыграла очень большую роль, заставив большинство астрономов признать существование проблемы «скрытой массы». Астрономы знали, где она находится. Проблема состояла в том, что ее не видно! Ни невооруженным глазом, ни с помощью традиционных оптических телескопов, ни с помощью усовершенствованных, которые позволяли наблюдать Вселенную на любой длине волны. Она была вообще скрыта! Тогда как раз и вспомнили немецкое слово dunkle, которое Цвикки использовал еще в 1933 году. Так материя стала темной.

Но ведь никто никогда не говорил о том, что вся материя является излучающей. Люди это просто предполагали. Вера Рубин призывала астрономов спокойно признать, что они видят. Факт состоит в том, что только от 5 до 10 % Вселенной обладает светимостью. Но ведь когда Галилей заглянул в космос с помощью первого телескопа, он понял, что таким образом увидит больше Вселенной, чем мог видеть кто-либо раньше. Теперь же перед человечеством встала новая проблема: увидеть то, чего не видно даже с помощью самых мощных современных приборов и технологий.

Судьба Вселенной

Все новые ученые задавались вопросом о форме Вселенной, весе Вселенной и судьбе Вселенной. В частности, этими вопросами занимались в Национальной лаборатории Лоуренса в Беркли, которая ведет несекретные исследования, входит в структуру Калифорнийского университета и является лабораторией Министерства энергетики США. Также отмечу, что 11 сотрудников лаборатории в разное время стали лауреатами Нобелевской премии.

Одним из сотрудников лаборатории является Сол Перлмуттер, удостоенный Нобелевской премии по физике в 2011 году за открытие ускоренного расширения Вселенной посредством наблюдения дальних сверхновых. Премию он получил совместно с Брайаном Шмидтом и Адамом Риссом.

Нобелевские лауреаты Брайан Шмидт, Сол Перлмуттер и Адам Рисс

Сол Перлмуттер не смотрел в телескоп, не рисовал схем движения звезд по ночному небу, не мечтал о том, чтобы забраться на вершину самой высокой горы и вести наблюдения оттуда. Его коллега Карл Пеннипакер тоже не собирался в детстве стать астрономом, хотя его кандидатская диссертация по физике написана на тему «инфракрасной астрономии». Другие члены их группы тоже не были астрономами. Они приехали в Национальную лабораторию Лоуренса не для того, чтобы заниматься астрономией. Да и лаборатория создавалась совсем не в этих целях. Но Калифорнийский университет в Беркли только что выиграл конкурс на создание нового крупного исследовательского центра, финансируемого правительством. Он получил название «Центр астрофизики частиц», хотя его вполне могли назвать «Центром темной материи» – и назвали бы, как в дальнейшем сказал первый директор центра, если бы хорошо подумали.

К началу 1980-х годов ученые уже знали, что Вселенная расширяется. Имелось вполне разумное объяснение (принятое большинством ученых) того, как Вселенная появилась и дошла до этого момента в истории – Большой взрыв. И теперь ученые естественно задались вопросом: а что будет дальше? Что будет с нашей Вселенной и, соответственно, нами? Достаточно ли материи, чтобы замедлить расширение, в результате чего однажды во Вселенной, растянутой настолько, насколько можно, начнется обратный процесс – сжатия? В таком случае космос является конечным и способным сворачиваться. Или во Вселенной так мало материи, что расширение будет продолжаться вечно? В таком случае космос бесконечен и способен только развертываться. Или во Вселенной как раз столько материи, сколько нужно, чтобы замедлить расширение, чтобы оно в конце концов прекратилось, остановилось, замерло? В таком случае космос является бесконечным и плоским.

Астрономы обладают своеобразным чувством юмора и дали свои названия вариантам окончательной судьбы Вселенной – Большой хлопок (если материи слишком много и произойдет сжатие), Большой мороз (если материи мало), а третий вариант (то, что надо) Вселенная Златовласки.

Астрономы знали еще до 1980-х, что количество материи во Вселенной будет влиять на скорость ее расширения. Но не знали, что не учитывают около 90 %, а то и больше, материи. Возможные космологические последствия осознания этого стали очевидны с самого начала. Как сказала Вера Рубин, пока мы не знаем характеристики темной материи и ее распределение в пространстве, мы не можем говорить об истинной плотности Вселенной. Если плотность высокая, то расширение в конце концов прекратится, и Вселенная начнет сжиматься. Если же плотность низкая, расширение будет продолжаться вечно. Именно плотность Вселенной требовалась для определения ее веса, формы и судьбы. За измерение этого параметра взялись Перлмуттер и Пеннипакер.

Вопрос «конца Вселенной» стар, как мир. Но ученые ХХ века могли выполнить жизненно важные измерения. Более того, открытие температуры 3К, которая оказалась соответствующей предсказанной на основании теории Большого взрыва, научило астрономов уважительно относиться к космологии, которую в конце концов признали наукой. Но если вы хотите понять историю и строение мироздания, то есть заняться космологией, то следует подумать о гравитации в масштабах Вселенной.

Нельзя сказать, что астрономы всегда игнорировали взаимоотношение гравитации и Вселенной. Современная физика, можно сказать, вышла из эпических попыток Ньютона вывести закон всемирного тяготения, который считается универсальным. Ньютон принял вызов Платона и произвел на бумаге расчеты, которые соответствовали движениям небесных тел. Телескоп стал инструментом, который позволил астрономам фиксировать все больше и больше движений этих звезд. Математика Ньютона тоже служила инструментом, позволявшим понимать эти движения, которые они наблюдали с помощью телескопа. Закон всемирного тяготения делал возможным существование науки космологии.

Но возникали и проблемы. Вселенная заполнена материей. Материя притягивает другую материю с помощью гравитации. Поэтому Вселенная должна сжиматься. Так почему она не сжимается? Первым этот вопрос Ньютону задал Ричард Бентли (1662–1742), английский богослов, филолог и критик, в 1692 году. Первым ответом Ньютона было равновесие частиц в бесконечном космосе – они находятся в строго определенных местах. Однако в одном из более поздних изданий «Математических начал натуральной философии» Ньютон говорил о божественном участии: «чтобы звездные системы не упали друг на друга в результате работы силы притяжения, Он расположил их на огромных расстояниях друг от друга». Космологию вначале не хотели признавать наукой как раз из-за допуска сверхъестественной причины, предлагаемой для объяснения какого-то явления. Ньютоновская физика – это по сути причина и следствие, материя и движение. Тем не менее в данном единственном случае Ньютон говорил об отсутствии гравитационного взаимодействия между телами в космосе. Сила притяжения действует на расстоянии, а тут сам Ньютон предполагал, что не действует! То есть ньютоновский закон всемирного тяготения не работает на гигантских расстояниях?..

В следующие десятилетия и столетия астрономы открывали все больше фактов о звездных системах. Во-первых, Ньютон считал, что звездные системы неподвижны, но астрономы следующих поколений показали, что звезды находятся в движении относительно друг друга, и вся система не неподвижных звезд, наша галактика, вращается вокруг общего центра, так что про бездействие на дальних расстояниях следовало забыть.

Эйнштейн внес небольшие поправки в теорию Ньютона. Его расчеты на бумаге более точно соответствовали движению небесных тел. Тем не менее ему также требовалось объяснить, почему Вселенная не обрушивается и не сжимается. И Эйнштейн ввел в свою общую теорию относительности греческий символ лямбда (иногда его называют лямбда-член), который означал «в настоящее время неизвестно». Прошло менее десятилетия, и появилась «Вселенная Хаббла» – неожиданное решение проблемы: Вселенная не рушится под собственным весом, потому что она расширяется. То есть можно было обойтись без «божественного вмешательства» Ньютона и лямбды Эйнштейна.

Альберт Эйнштейн и Эдвин Хаббл в обсерватории Маунт-Вильсон

В 1931 году Эйнштейн отправился в обсерваторию Маунт-Вильсон на северо-востоке Пасадены и познакомился с Хабблом. Изучив данные по расширению, Эйнштейн отказался от своей лямбды. В дальнейшем физики со склонностью к философствованию пришли к пониманию проблемы космологии. Она состояла не в предложении сверхъестественной причины («божественного участия»), не в нелогичном следствии (отсутствие действия на расстоянии), а в предположении о статичности Вселенной. Даже Эйнштейн предполагал, что Вселенная со временем не меняется. Но Вселенная снова оказалась не тем, чем казалась! Она не была статичной. Она расширялась, и скорость расширения, по крайней мере в настоящее время, превышает скорость действия силы тяжести.

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.

Альварес хотел разобраться, мог ли президента в самом деле убить один человек одним выстрелом, и оказалось, что да. Он участвовал в экспедиции в Египет и при помощи космических лучей попытался выяснить, существуют ли еще ненайденные потайные комнаты в пирамиде Хефрена. В 1980 году он вместе со своим сыном Уолтером, геологом, предложил метеоритную гипотезу исчезновения динозавров. Именно благодаря динозаврам началась совместная работа Альвареса, Ричарда Мюллера, его бывшего аспиранта, и Сола Перлмуттера, который, в свою очередь, был аспирантом Мюллера.

184–дюймовый циклотрон Лоуренса в радиационной лаборатории Беркли, 1942

Альварес с сыном заявили, что динозавры исчезли 65 млн лет назад после того, как в результате падения кометы или астероида на Землю (хотя теория называется метеоритной) нарушилась экосистема на всей планете. Но в 1983 году группа палеонтологов обнаружила свидетельства массового исчезновения видов с определенной цикличностью: каждые 26 млн лет. На следующий год Мюллер высказал предположение о существовании парной звезды у нашего Солнца – Немезиды. Каждые 26 млн лет (27 – по другой версии) Немезида, которая движется по очень сильно вытянутой орбите, подходит относительно близко к Солнцу, и оказываемое ею гравитационное влияние притягивает кометы из самых дальних концов Солнечной системы на орбиты ближайших к Солнцу планет, одной из которых является Земля. Это вызывает глобальные катастрофы каждые 26 или 27 миллионов лет, а они соответствуют графику массовых вымираний на нашей планете. Эту идею можно считать вполне разумной.

Изучение звезд, подобных Солнцу, показало, что примерно 84 % являются частями бинарных систем, а это означает, что если Солнце – одиночная планета, не имеющая «компаньонки», то это аномалия. Мюллер поручил своему аспиранту Перлмуттеру поиск Немезиды, которую в средствах массовой информации стали также называть Звездой смерти. В 1986 году Перлмуттер завершил диссертацию, которая называлась «Астрометрический поиск звездного компаньона Солнца».

Луис Альварес, американский физик-экспериментатор с очень широкой сферой научных интересов (1911–1988)

Для нас также важно то, что Альварес заинтересовался программированием телескопов, так называемой «автоматической астрономией» и поиском сверхновых после того, как прочитал статью о том, что один его знакомый, Стирлинг Колгейт (1925–2013), наследник бизнеса по производству зубной пасты, но физик по собственному выбору, установил автоматизированный телескоп в пустыне штата Нью-Мексико. Идея автоматизированного наблюдения за сверхновыми принадлежит Альваресу. Альварес, Мюллер и Перлмуттер неоднократно работали вместе на одном и том же телескопе (пусть и по разным проектам), а также на других инструментах, в создании которых участвовал Перлмуттер. В 1984 году группа, работавшая над поиском сверхновых в Беркли, стала называться БАСС (BASS), английское сокращение расшифровывается как «команда, занимающаяся автоматическим поиском сверхновых в Беркли». БАСС открыла первую сверхновую 17 мая 1986 года, так что ко времени начала работы по проекту «Сверхновые для космологии» в 1988 году они все давно и хорошо знали друг друга.

Группа, занимавшаяся поиском сверхновых, в процессе работы совершила несколько изобретений, которые оказались полезны для охоты на сверхновые. Первым из них был оптический прибор под названием компаратор, который обеспечивал быстрое переключение между двумя снимками галактики, сделанными с разницей в несколько недель. При использовании компаратора членам группы приходилось полагаться на свои глаза. Однако ему на смену быстро пришли новые компьютерные технологии. Например, одна такая технология позволяла астрономам убрать весь свет из первого снимка, а потом удалить тот же свет из второго, более позднего. Если какое-то свечение на втором снимке оставалось, компьютер подавал сигнал, и тогда уже живой человек принимался за изучение данных. Иногда это были астероиды, кометы, переменные звезды, иногда на инструмент попадал космический луч, но порой свечение вызывала взрывающаяся звезда, выделявшаяся на фоне десятков или сотен миллиардов других звезд, то есть сверхновая.

В 1981 году предсказывали, что астрономы будут открывать примерно по сотне сверхновых в год, но это оказалось слишком оптимистичным предположением. Сверхновые, которыми занималась группа БАСС, находились относительно близко, поэтому не подходили для ответа на вопрос, поставленный в 1988 году. Нельзя определить изменения в скорости расширения Вселенной, пока астрономы не найдут «стандартные свечи» в галактиках, находящихся значительно дальше взятой для примера Хабблом, и чем дальше, чем лучше. То, насколько эти сверхновые – и поэтому их галактики – отклоняются от прямой линии Хаббла, даст астрономам скорость «торможения Вселенной», то есть покажет, как замедляется ее расширение.

Работая в группе БАСС Пеннипакер и Перлмуттер занялись автоматическим поиском сверхновых. Таким образом в 1986 году были открыты еще две сверхновые и одна год спустя. Но вставал вопрос, возможно ли проводить автоматический поиск сверхновых на значительных расстояниях с точки зрения космологии? Мюллер считал этот проект преждевременным, с другой стороны, это был человек, много лет работавший рядом с Луисом Альваресом, обладателем колоссального воображения, а сам он был готов рискнуть своей репутацией в научных кругах, занимаясь поиском Звезды смерти. В результате он дал свое согласие и не прогадал: Центр астрофизики частиц получил миллионы долларов на проведение исследований от Национального Фонда содействия развитию науки.

Отмечу, что хотя официально поиск сверхновых был предложен Ричардом Мюллером и Карлом Пеннипакером, поиск судьбы Вселенной с самого начала связан с именами Перлмуттера и Пеннипакера.

В Центр астрофизики частиц и группу по поиску сверхновых также был приглашен Герсон Голдхабер (1924–2010). Его семья покинула Германию до начала Второй мировой войны, он жил в Каире, Иерусалиме, затем перебрался в США, где защитил диссертацию в Вашингтонском университете. В Беркли он работал с 1953 года, занимался физикой частиц, участвовал в создании Беватрона и сотрудничал со многими учеными, которые в дальнейшем стали нобелевскими лауреатами.

Сверхновые оставались привлекательными потенциальными «стандартными свечами» по ряду причин. Они достаточно яркие, чтобы быть видимыми из самых удаленных участков космоса, а это означает, что астрономы могут использовать их для глубокого исследования истории Вселенной. И «действуют» они во временных рамках, доступных для работы одного человека – это не миллионы лет, яркость усиливается и спадает в течение всего нескольких недель, в отличие от большинства астрономических явлений, например формирования Солнечной системы или скоплений галактик. Астрономы могут фактически наблюдать за «жизнью» сверхновой.

Но есть и проблемы их наблюдения. Сверхновые встречаются редко, нет никакой системы или схемы их появления – неизвестно, когда и куда смотреть, все происходит очень быстро. В нашей галактике Млечный Путь сверхновые появляются в среднем один раз в сто лет. Так что астрономам, занимающимся сверхновыми, приходится наблюдать за большим количеством галактик. И при обнаружении сверхновой действовать нужно быстро, о чем я уже говорил выше.

Сол Перлмуттер, американский астрофизик (род. в 1959)

Группа Перлмуттера и Пеннипакера столкнулась и с чисто техническими проблемами. Основная работа велась в Австралии, где они получили доступ к нужному телескопу. Но компьютеры там были недостаточно мощными для целей проекта, не было широкополосного Интернета, поэтому данные отправлялись в аэропорт Сиднея, там кто-то из группы строчил сотню бумаг и отправлял груз в Сан-Франциско. В США представитель Центра тоже заполнял формуляры, получал груз и вез в Беркли. На одну доставку с места на место уходило двое суток. Потом еще два дня физики в Беркли искали кандидатов на сверхновые и еще день изучали карты звездного неба, на которых отмечены все известные объекты в этом участке неба, – чтобы проверить, действительно ли обнаружена сверхновая. Пять дней – это невероятно долго, если имеешь дело с быстро исчезающим объектом. В дальнейшем группе помогли специалисты из НАСА – они взяли на себя передачу данных из Австралии.

Но за два с половиной года работы группа Пеннипакера и Перлмуттера не обнаружила ни одной сверхновой. Каждые несколько месяцев поиск сверхновых следовало как-то оправдывать, как и траты немалых средств, выделявшихся на это. Отчет принимал внутренний Консультативный совет Центра астрофизики частиц. После того как Пеннипакер (руководитель группы на тот момент) израсходовал лишние средства, а надежды покрыть их из следующего транша растаяли, встал вопрос о новом руководителе. Следующей кандидатурой стал Сол Перлмуттер. Этот человек отличался настойчивостью, умением убеждать и невосприимчивостью к отказам и оскорблениям. Ответ «нет» он не принимал. Кто-то смеялся над ним, у кого-то он вызывал злость и ярость. Но обычно он получал то, что требовалось.

Перлмуттер стал руководителем группы – и вскоре нашлась сверхновая, правда, повода для радости еще не было: данные не имеют значения для космологии, пока не определено, насколько далеко находится сверхновая, то есть ее красное смещение. Для этого требовалось провести спектроскопический анализ. Астрономы четырех обсерваторий в разных точках Земли, имевших необходимое оборудование, двенадцать раз соглашались провести необходимые наблюдения и помочь команде. В одиннадцати случаях это не позволили погодные условия, в двенадцатый раз сломалась аппаратура. Сол Перлмуттер сказал тогда, что их группа напоминает золотоискателей, которые блуждают по пустыне в поисках драгоценного металла, наконец находят его, но золотая пыль сыплется у них между пальцев, и ее уносит ветер.

Помощь, которую уже не ждали, пришла от британца Ричарда Эллиса, который искал сверхновые вместе с датчанами. С ним и связался Перлмуттер. Эллис согласился провести наблюдения 29 августа 1992 года. Старые данные по красному смещению, обнаруженные датчанами, составляли 0,31, что примерно соответствует 3,5 млрд лет назад. Новые данные по красному смещению составили 0,458 или 4,7 млрд лет назад. Группа Перлмуттера осталась в игре.

Типы сверхновых

В этой книге нельзя не упомянуть Роберта Киршнера, который занимается изучением сверхновых с 1970 года и считается учителем уже нескольких поколений специалистов. Он работает в Гарвард-Смитсоновском центре астрофизики и имеет большой опыт «выбивания средств» из Национального Фонда содействия развитию науки и бронирования времени работы на лучших телескопах мира. К нему обращаются из редакций научных журналов для рецензирования статей на тему сверхновых и написания комментариев к ним.

Именно он комментировал статью датчан по предварительным результатам наблюдений (в журнале Nature), а также статью Перлмуттера с соавторами об обнаруженной в 1992 году сверхновой в «Астрофизическом журнале». Он обладает огромным опытом, знаниями и великолепным чувством юмора. Но у этого человека есть свои принципы – в том, что касается исследования сверхновых. Например, если вы хотите заниматься сверхновыми, вы должны знать спектроскопию – уметь провести анализ спектра излучения астрономического объекта, чтобы определить его химический состав, а также направление его движения. Вы должны знать фотометрию – уметь распознать яркость объекта, что часто трудно и утомительно. Вы должны уметь объяснить пыль или в галактике сверхновой, или на пути между сверхновой и наблюдателем (иногда пыль есть, иногда нет. Если она присутствует, то свет, идущий от сверхновой, будет более тусклым или более красным. А если вы не знаете, в какой степени пыль загрязняет свет, то вашим данным нельзя доверять).

Роберт Киршнер, американский астроном, специалист по сверхновым (род. в 1949)

К группе из Беркли Киршнер относился с особым скептицизмом и считал, что работу они выполняют из рук вон плохо. Физикам, специалистам по физике частиц, не стоит заниматься астрономией, в особенности если они относятся к ней как к хобби, а не к науке, которой другие люди посвящают свою жизнь. Ричард Мюллер, искавший Немезиду, а потом перепоручивший это Перлмуттеру, по мнению Киршнера, только отнимал у других время работы на телескопе. Даже если бы он открыл звезду-компаньонку Солнца, это не привело бы ни к каким серьезным последствиям, так что это можно считать капризом.

Затем в 1989 году Мюллер, Пеннипакер и Перлмуттер заявили о своем выводе относительно сверхновой 1987А – первой сверхновой, которую можно было наблюдать невооруженным глазом. Ученые заявили, что она оставила после себя пульсар, нейтронную звезду, совершающую сотни вращений в секунду. Заявление привлекло внимание астрономов, но оказалось ошибочным. На это были потрачены сотни тысяч долларов, которые могли бы пойти на дюжины более скромных, но имеющих практическое значение проектов.

Киршнер считал, что для начала следует ответить на вопрос: а стоит ли искать далекие сверхновые? Они действительно могут служить как «стандартные свечи»? Эдвин Хаббл обнаружил доказательства расширения Вселенной, а последние двадцать лет жизни работал, предполагая, что галактики могут быть «стандартными свечами», хотя они не являются полностью единообразными. Алан Сандадж, протеже Хаббла и его преемник в обсерватории Маунт-Вильсон, и швейцарский астроном Густав Тамманн считали, что если сами галактики недостаточно единообразны, то единообразными могут быть скопления галактик, а если точнее – самая яркая внутри скопления. Но это предположение тоже было неправильным из-за недостаточного понимания механики галактик. Некоторые галактики становятся более тусклыми с возрастом, когда умирают их звезды, другие наоборот, с возрастом становятся ярче, поскольку соединяются с меньшими галактиками. Сандадж и Тамманн не могли их отличить.

Редкое космическое явление – рождение нейтронной звезды на месте взрыва сверхновой

Ко времени начала работы группы из Беркли астрономы уже определили, что сверхновые могут относиться к двум классам, возможно, больше. Один класс предсказали Цвикки и Бааде – когда в результате рождается нейтронная звезда. Цвикки предположил, что нашел их в 1930-е годы при изучении «самоубийств звезд». Однако в 1940 году германо-американский астрофизик Рудольф Минковский (1895–1976) изучал спектр сверхновой в Маунт-Вильсон, и результаты анализа оказались отличными от спектроскопического анализа сверхновой Цвикки. Сверхновая Минковского показала присутствие водорода, а у Цвикки он отсутствовал. То есть это определенно были различные типы сверхновых.

Белые карлики не уменьшаются, достигнув этого состояния. Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус

С тех пор астрономы считают, что есть тип сверхновых, являющийся результатом цепного ядерного процесса в звезде, масса которой в несколько раз превышает массу Солнца, что ведет к схлопыванию звезды со скоростью 40 000 миль в секунду. Этот тип наблюдал Минковский в 1940 году. Другой тип – тот, который наблюдал Цвикки, – начинает свое существование как богатая водородом звезда типа нашего Солнца. По мере старения Солнце будет сбрасывать своей внешний водородный слой, а внутренняя часть – сжиматься под давлением гравитационных сил. В конце останется только «сердцевина» – этакий сморщенный шар, который называют белым карликом, с массой Солнца, упакованной в размеры Земли. Если у такого белого карлика имеется звезда-компаньон (а у большинства звезд в нашей галактике они есть), на этом этапе карлик может начать перекачивать или отсасывать газ с другой звезды.

В 1930-е годы американский астрофизик, физик-теоретик и математик индийского происхождения Субраманьян Чандрасекар (1910–1995), лауреат Нобелевской премии по физике 1983 года, рассчитал, что когда звезда этого типа достигает определенного размера – 1,4 массы Солнца – она начинает схлопываться под собственным весом. Гравитационное давление дестабилизирует ее химический состав, что ведет к термоядерному взрыву.

Если смотреть в телескоп с Земли, то оба типа будут выглядеть одинаково, даже если в одном случае происходит схлопывание, а в другом – взрыв. Разницу показывает спектроскоп – есть водород или нет водорода, тип II или тип I. Астрономам единообразие сверхновых типа I говорило о том, что это может быть «стандартная свеча». Поскольку все эти сверхновые начинались как одиночные звезды, белые карлики, которые достигли одной и той же массы, которую вывел Чандрасекар, то, возможно, их взрывы имеют одну и ту же яркость. Однако в 1980-е годы четкое различие между типом I и типом II стало размытым.

Спектроскопический анализ трех сверхновых в 1983, 1984 и 1985 годах показал, что они состоят из больших количеств кальция и кислорода, как должно быть внутри массивных звезд, заканчивающих свою жизнь как сверхновые типа II, но в них нет водорода, как у белых карликов, которые умирают как сверхновые типа I. Некоторые астрономы, включая Киршнера, высказали предположение, что видят третий тип сверхновой, по сути гибрид первых двух. В данном случае происходит схлопывание уже одной середины, которая утратила внешнюю оболочку, – схлопывание без водорода. Этот тип назвали тип Ib, а изначальный тип I, где происходит термоядерный взрыв без водорода, теперь стали называть тип Iа.

13 апреля 1991 года пять астрономов-любителей в разных точках планеты обнаружили сверхновую, получившую название 1991Т. 9 декабря астроном-любитель из Японии открыл сверхновую, обозначенную 1991bg. Спектроскопический анализ проводили уже профессиональные астрономы, включая Киршнера (он занимался 1991Т 16 апреля), и этот анализ показал, что обе сверхновые относятся к типу Iа. Но их яркость очень сильно различалась. Сверхновая 1991Т была гораздо ярче, чем обычно сверхновые типа Iа на таком расстоянии (о неправильном расчете расстояния можно даже не говорить). Но эта сверхновая оказалась в 10 раз более тусклой, чем сверхновая, которую наблюдали в той же галактике в 1957 году.

Астрономы стали подозревать, что даже если все сверхновые во Вселенной относятся к типу Ia, Ib или II, сами типы – это, скорее, семьи. Сверхновые одной семьи имеют общие черты, но это скорее сестры, а не клоны. Для астрономов, которые надеялись считать сверхновые типа Iа стандартными свечами, проблема встала очень серьезно. Это нельзя было игнорировать. И группа из Беркли не игнорировала. Они признали, что отдельные сверхновые типа Iа не встраиваются в общую модель, но подавляющее большинство таких сверхновых поразительно похожи. Однако они так и не знали, является ли тип Iа «стандартными свечами». Их раскритиковал Киршнер – ведь они пока не обнаружили никакую сверхновую, у них были проблемы с фотометрией и они не могли объяснить пыль. В 1992 году группа открыла свою первую сверхновую. Киршнер опять их раскритиковал в «Астрофизическом журнале» – пыль так и не объяснили и по-прежнему не могут сказать, является ли тип Iа стандартными свечами. «Они так ничего и не знают о космологии», – заявил он. Нельзя предполагать, что взрывающиеся белые карлики – это «стандартные свечи». И они точно не являются идеальными «стандартными свечами».

Пополнение каталога Вселенной

Каталог туманностей и звездных скоплений Шарля Мессье

Каталог получил название в честь своего автора – французского астронома Шарля Мессье – и в первом издании включал 45 объектов (на сегодняшний день каталог состоит из 110). Шарля Мессье прозвали «охотником за кометами»: он посвятил их изучению более 1000 ночей, наблюдал 44 кометы и был первооткрывателем 15 из них.

Кометы подчиняются законам тяготения, но движутся как в прямом, так и в обратном направлениях по сильно вытянутым орбитам, наклоненным к эклиптике под различными углами. Ядро кометы состоит из водяного льда с примесью замерзших углекислоты, аммиака и пыли. Когда комета приближается к Солнцу, ее ядро нагревается, лед испаряется. Образовавшийся газ разлетается от ядра, унося с собой пылинки и создавая облако. Разрушающиеся под действием солнечного света молекулы воды образуют вокруг ядра кометы огромную водородную корону. Помимо солнечного притяжения на разреженное вещество кометы действуют и отталкивающие силы, благодаря которым образуется хвост. Юпитер для Земли играет роль щита: его мощная гравитация, превышающая земную в два с половиной раза, притягивает кометы и астероиды, некоторые попадают в его атмосферу и сгорают.

Необходимость уникальных условий

Поверхность Земли начинается с литосферы (географической оболочки), где выступает рельеф, формирующий горы и равнины; и гидросферы, состоящей из океанов, морей и рек. Наша планета окутана плотными слоями атмосферы, состоящий на 77 % из азота, на 21 % из кислорода и еще на 1 % из различных газов. Атмосфера Земли содержит самое большое количество кислорода по сравнению со всеми известными на данный момент планетами во Вселенной.

Как образовалось ядро Земли? На этот вопрос ученые предлагают две гипотезы. Согласно первой версии вещество непосредственно после возникновения Земли было однородным. Оно целиком состояло из микрочастиц, которые можно сегодня наблюдать в метеоритах. Но по прошествии определенного промежутка времени эта однородная масса разделилась на тяжелое ядро, куда стекло все железо, и более легкую силикатную мантию. Иными словами, капли расплавленного железа и сопутствовавшие ему тяжелые химические соединения оседали к центру нашей планеты и образовывали там ядро, которое и в наши дни остается в значительной степени расплавленным. В соответствии со второй гипотезой ядро Земли сформировалось из железных метеоритов, которые сталкивались с поверхностью планеты, позже оно обросло силикатной оболочкой из каменных метеоритов и сформировало мантию.

Доказательства теории вселенной

Большое Магелланово Облако

Многие объекты в Магеллановых Облаках, спутниках нашей галактики, исследуются порой успешнее, чем объекты Млечного Пути. Магеллановы Облака изобилуют переменными звездами различных типов. В Большом Облаке насчитывается 4700 сверхгигантов с излучением мощнее, чем 10 000 солнц; там находятся рекордсмены по светимости среди известных нам звезд. Только в этих двух галактиках, не считая нашей, можно в настоящее время наблюдать долгопериодические и коротко-периодические цефеиды. Это очень важно для выработки правильных способов определения внегалактических расстояний.

Самая яркая сверхновая звезда за всю историю астрономии. Она удалена от нас на 3,8 млрд световых лет. Свет от вспышки этой сверхновой ярче нашего Солнца в 570 млрд раз и в несколько раз сильнее всех известных до этого сверхновых.

Туманность Улитка

Близкая к нам планетарная туманность, всего в 650 световых годах от нашей системы, в созвездии Водолея. На основе скорости ее расширения был определен возраст Улитки: 10600 лет. Размеры колоссального «глаза» достигают 2,5 световых года.

Исследования природы темной энергии

Обсерватория Кека

Обсерватория расположена на пике горы Мауна Кеа, в жерле спящего вулкана. Телескопы обсерватории оснащены адаптивной оптикой, устраняющей атмосферные искажения.

Радиотелескоп в Аресибо – крупнейший в мире, он используется для исследований физики атмосферы и радиолокационных наблюдений объектов Солнечной системы.

Межамериканская обсерватория Серро-Тололо

Часть комплекса американской национальной обсерватории NOAO. Профессиональные астрономы из любой страны мира могут подать заявку на использование телескопов, управляемых NOAO, согласно политике «открытого неба» NSF.

Телескоп Южного полюса

Этот мощный телескоп в Антарктиде служит, в первую очередь, для изучения реликтового излучения.

Новые технологии

Наша планета не такая уж большая. Вот один пример. Двоюродный дедушка Бориса Сунцеффа учился в школе вместе с Отто Струве (1897–1963) в царской России. Струве из семьи потомственных звездочетов, его дед, отец и дядя были астрономами. Семья бежала из России во время революции и оказалась в Турции, а потом в США, где Отто Струве стал директором обсерватории в Висконсине. Семья Сунцеффа тоже бежала из России, хотя в другом направлении, в Китай, а в конце концов они оказались в Сан-Франциско. Там бабушка Сунцеффа встретилась с Отто Струве.

Ник Сунцефф продолжил семейную традицию и учился у Алана Сандаджа, который в свою очередь был учеником, помощником и преемником Хаббла в Маунт-Вильсон, где в 1923 году Хаббл понял, что Млечный Путь – одна из множества галактик Вселенной, а в 1920 – что Вселенная расширяется. Сандадж стал работать в обсерватории Института Карнеги в 1948 году, а Сунцефф в 1982. Вначале оба занимались постоянной Хаббла (которую Сандадж обычно называл параметром Хаббла).

Постоянная Хаббла – коэффициент, связывающий расстояние до внегалактического объекта (например, другой галактики) со скоростью его удаления, выражается в км/с на мегапарсек (Мпк). В настоящее время две галактики, разделенные расстоянием в 1 Мпк, в среднем разлетаются со скоростью около 70 км/с. В моделях расширяющейся Вселенной постоянная Хаббла изменяется со временем, но термин «постоянная» оправдан тем, что в каждый данный момент времени во всех точках Вселенной постоянная Хаббла одинакова.

Ник Сунцефф, американский астроном и космолог (род. в 1952)

Напомню, как было сделано это открытие. В 1929 году Эдвин Хаббл выдвинул предположение о том, что звезды, находящиеся за пределами нашей галактики, удаляются от нас с огромной скоростью. Он основывал свое предположение на многочисленных измерениях величин красного смещения в спектрах далеких от нашей галактики цефеид, а также на представлениях Христиана Доплера о непосредственной связи изменения длин световых волн со скоростью и вектором движения источника излучения. Хаббл обнаружил, что смещение спектральных линий одних тех же элементов в спектрах внегалактических объектов в красную сторону (красное смещение) пропорционально расстоянию до этих объектов, и пришел к выводу: чем дальше находится источник излучения, тем больше скорость его удаления, равно как и скорость удаления Земли от наблюдаемого объекта. Постоянная Хаббла считается оценкой скорости расширения пространства и определяет величину приращения этой скорости на один мегапарсек расстояния до наблюдаемых источников электромагнитного излучения. В 1980-е годы, когда Сунцефф оказался в обсерватории института Карнеги, считалось, что постоянная Хаббла находится в диапазоне от 50 до 55 (км/с)/Мпк (сейчас 71 ± 4 (км/с)/Мпк).

Как раз когда Сунцефф прибыл в институт Карнеги, Сандадж заинтересовался сверхновыми (вместе с Густавом Тамманном). Несколько раз они вместе работали в Чили, на двух разных телескопах, и Сандадж просил Сунцеффа проверить, удалось ли ему обнаружить сверхновую. Таким образом Сунцефф тоже заинтересовался сверхновыми, и всякий раз, когда погода не позволяла вести наблюдения, отправлялся в библиотеку изучать материалы о сверхновых. И вскоре ему пришлось сменить своего учителя, потому что тот ослеп на правый глаз, который служил его рабочим инструментом на протяжении четырех десятилетий.

К тому времени изменилась практическая астрономия – в том виде, в котором она существовала на протяжении двухсот лет после изобретения телескопа. Все эти две сотни лет астрономы полагались только на свет, который бил им в глаза в какой-то момент, а затем этот свет исчез. Раньше астрономы могли нарисовать то, что увидели, они могли описать это словами. Они могли сделать замеры для определения местоположения объекта или описания его движения. Но теперь то, что они видели – сам свет, визуальную репрезентацию объекта в какой-то момент времени – исчезло.

Изобретение фотографии в середине 1800-х годов радикально изменило связь наблюдателей и их наблюдений. Фотографии имели очевидное преимущество для астрономии в сравнении с тем, что видит человеческий глаз. На фотографии сохранялось то, что видел астроном. Сохранялся сам свет, а следовательно, и образ объекта в определенный момент. Астрономы смогли ссылаться не только на свои рисунки, словесные описания и математические расчеты, а на фактически увиденное и зафиксированное. И это мог сделать любой другой астроном, а не только проводивший наблюдения.

Более того, фотография позволяла ученым не только собирать свет, она позволяла это делать на протяжении какого-то времени. Свет не просто «приземлялся» на фотографическую пластинку, он приземлялся и оставался на ней, а потом к нему добавлялся другой свет. Источники света были такими слабыми, что человек не мог их видеть не то что невооруженным глазом, а и с помощью телескопа, но это могла фотопластинка, которая работала как губка. Она могла всю ночь впитывать свет.

В астрономии фотопластинки использовались более ста лет для наблюдений за небесными телами и в спектрометрии. Их важным достоинством перед пленкой долгое время оставалось полное отсутствие усадки после лабораторной обработки и сушки. Это позволяло проводить достоверные измерения некоторых величин по изображению. В астрономии пластинки использовались до 1990-х годов. Фактически это фотоматериал на стеклянной подложке – плоскопараллельная стеклянная пластинка с нанесенной на нее светочувствительной эмульсией. Фотографические пластинки сменили ПЗС-матрицы (приборы с зарядовой связью – сокращение по первым буквам), которые также именуют CCD-матрицами, используя сокращение от английского Charge-Coupled Device. Это специализированная аналоговая интегральная микросхема, состоящая из светочувствительных фотодиодов, выполненная на основе кремния, использующая технологию приборов с зарядовой связью. В этих приборах кремний собирает свет, один фотон создает один электрический заряд. Фотопластинка чувствительна всего лишь к 1–2% доступных фотонов, а ПЗС могут достигать 100 % – преимущество очевидно для любого аспекта астрономии. Это цифровая технология – обработку изображений можно делать с помощью компьютера, а больше света означает, что можно видеть дальше и собирать данные быстрее.

Польза сверхновой для космологии в большой степени зависит от кривой блеска, которая показывает усиление и уменьшение яркости сверхновой на протяжении какого-то периода времени. Кривая блеска каждой сверхновой резко поднимается в течение нескольких дней, пока сверхновая идет к максимальной яркости, а потом постепенно падает по мере того, как сверхновая тускнеет. Но поскольку каждый тип сверхновых высвобождает свой собственный набор элементов (например, водород может быть, а может и не быть), появляется он в результате специфического процесса (взрыв или схлопывание), то кривая блеска поднимается и падает особым образом для каждого типа. Чтобы выяснить эту схему, нужно знать, когда кривая достигает пика, то есть яркость достигает максимума, так что вам нужно обнаружить сверхновую, пока яркость усиливается. Потом нужно за ней следить – чем больше наблюдений, чем больше данных можно зафиксировать на графике, а чем больше данных, тем надежнее кривая. Но эти наблюдения будут верны, только если вы уверены в яркости света сверхновой, а точность измерений зависит от того, насколько хорошо вы способны отличить свет сверхновой от света галактики, в которой она находится. Технология, позволяющая делать больше наблюдений, а потом увеличивать эти наблюдения пиксель за пикселем, помогает уменьшить количество ошибок. Скорость и точность ПЗС-технологии в этом помогают лучше всего, а работа фотометриста, такого как Сунцефф, становится искусством.

Сунцефф начал работать с ПЗС-технологиями вместе с Марком Филипсом, с которым они вместе учились в Калифорнийском университете в 1970-е годы. Их первым заданием была установка ПЗС на телескопе и проверка оборудования на сверхновой 1986G. Сунцефф должен был заниматься наблюдениями и фотометрией, а Филипс сравнениями с кривыми блеска других сверхновых.

Сунцефф ожидал получить исторический результат. Они с Филипсом считали, что их кривая блеска будет первой «современной кривой», то есть первой, полученной с помощью ПЗС. Но результат разочаровал. Кривая блеска 1986G оказалась существенно отличающейся от других кривых блеска типа Ia. Сверхновая оказалась более тусклой, чем следовало при красном смещении, а кривая блеска выглядела так, будто поднималась и падала резче, чем в случае других сверхновых типа Ia.

Сунцефф и Филипс были первопроходцами и поэтому могли сравнивать полученную ими кривую блеска только с кривыми, зафиксированными с помощью фотографических пластинок. Они не знали, говорит ли их кривая блеска на основе ПЗС-технологии больше о сверхновых типа Ia – или больше о ПЗС-технологии. Но ученые были уверены в своих данных и опубликовали статью, в которой сделали вывод, что сверхновые типа Ia, вероятно, слишком сильно отличаются по яркости, чтобы служить «стандартными свечами» – объектами, светимость которых известна. Сунцефф и Филипс решили, что теперь они должны или убедить сообщество, что сверхновые типа Ia точно не являются «стандартными свечами», или, наоборот, признать свою ошибку.

Межамериканская обсерватория Серро-Тололо, Чили

23 февраля 1987 года (через год после начала работы) появилась сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке, фактически над головой – это одна из немногих галактик, видимых невооруженным глазом, но только из Южного полушария. Это была первая сверхновая с 1604 года, видимая невооруженным глазом. Она относилась к типу II, то есть схлопывающемуся, а не типу Ia, которым ученые занимались ранее. Конечно, эта сверхновая привлекала внимание астрономов со всего мира, а в Калифорнийском университете собрались почти все имеющиеся в мире специалисты по сверхновым – 50 человек. В частности, там выступил швейцарский астроном Бруно Лейбундгут, который считал сверхновые типа Ia «стандартными свечами». Он изучал только тип Ia, а Сунцефф и Филипс в последнее время занимались типом II, сверхновой 1987А. Они решили использовать одну из ближайших сверхновых типа Ia для измерения параметра Хаббла – скорости расширения Вселенной на тот момент. А если разработанная ими программа сработает, они смогут перейти к более дальним сверхновым и измерить другой параметр – скорость замедления расширения Вселенной.

К Сунцеффу и Филипсу в чилийской обсерватории Серро-Тололо присоединился Марио Хамуй, который приехал работать ассистентом всего через три дня после того, как 1987А зажглась в Большом Магеллановом Облаке, и очень быстро увлекся сверхновыми. Существовало два варианта: телескоп, на который нельзя установить ПЗС, но с камерой с широким полем охвата, – или телескоп с ПЗС, но с малым полем охвата. Было выбрано широкое поле охвата, потому что требовалось поймать как можно больше галактик за раз – при поиске сверхновых количество важнее качества.

Ученые работали каждую ночь, с заката и до рассвета, на рассвете фотопластинки отправлялись в Сантьяго на грузовике, а потом пассажирском автобусе, путь занимал 8 часов. Там их забирал Хосе Маза, у которого Хамуй учился в Чилийском университете, и относил ассистентам в лабораторию для сравнения с данными за несколько недель. К вечеру следующего дня Сунцефф, Филипс и Хамуй уже знали, за какими кандидатами в сверхновые им следует охотиться с помощью ПЗС-технологий.

Эта работа позволяла не только открывать сверхновые, но и улучшить качество наблюдений и последующего анализа, причем это касалось всех сверхновых, открытых профессиональными астрономами и любителями. Группа в частности занималась двумя странными сверхновыми 1991 года – очень яркой 1991Т и поразительно тусклой 1991bg. Эти сверхновые только усилили подозрение Сунцеффа и Филипса о том, что сверхновые не являются «стандартными свечами». Несоответствие было видно сразу же – кривые блеска очень сильно отличались. Кривая блеска поразительно яркой 1991Т шла вверх и опускалась более плавно и постепенно, чем типичная кривая блеска типа Ia. Кривая блеска поразительно тусклой 1991bg шла вверх и опускалась гораздо более резко, чем кривая блеска типичной сверхновой типа Ia.

Яркая опускалась более плавно, тусклая – более резко. Ученые задумались о том, сохранится ли такой вариант кривых блеска, если проанализировать другие сверхновые. Может, типу Ia и не нужно быть идентичным, чтобы приносить пользу космологии? Может, то, насколько плавно или резко идет вверх и опускается кривая, служит надежным показателем яркости относительно других сверхновых типа Ia? А зная относительную яркость, можно вычислить и относительные расстояния.

Марк Филипс собирал кривые блеска на протяжении всего 1992 года, затем несколько месяцев их анализировал. В этот период Филипс жил в Чили. После того как Филипс опубликовал собранные данные, первым из астрономов ему написал Боб Киршнер – с поздравлениями. Филипс получил ответ на вопрос, подкрепив его надежными данными: нет, сверхновые типа Ia не являются «стандартными свечами». Однако они вполне могут служить свечами, которые поддаются стандартизации. Опускание кривой блеска связано с абсолютной величиной сверхновой.

Встал следующий вопрос: а можно ли открывать далекие сверхновые типа Ia на регулярной основе и с должной степенью надежности? Ответ дала группа из Беркли в марте 1994 года: да. Между декабрем 1993 года и февралем 1994 года они открыли шесть далеких сверхновых.

Группа под руководством Брайана Шмидта

Брайан Шмидт защитил диссертацию на тему сверхновых в Гарвард-Смитсоновском центре астрофизики. Ник Сунцефф работал в Межамериканской обсерватории Серро-Тололо в Чили и занимался сверхновыми с 1989 года. Поскольку они оба были специалистами по сверхновым, то следили за соответствующим проектом, над которым работала группа из Беркли.

Они встретились в Чили, и Шмидт сказал, что думает создать команду, конкурирующую с группой Перлмуттера. Сунцефф сразу же выразил желание к ней присоединиться. Шмидт отдавал должное группе из Беркли, лично Солу Перлмуттеру и признавал заслуги коллег. Благодаря развитию техники и технологий сверхновые наконец стало можно использовать на благо космологии. Группа Перлмуттера оказалась в нужное время и в нужном месте. Шмидт очень сомневался в том, что физики – и даже физики, превратившиеся в астрофизиков, смогут регулярно находить далекие сверхновые. Даже после того как группа из Беркли обнаружила свою первую сверхновую, Шмидт и другие астрономы сомневались в возможностях физиков обеспечить необходимые наблюдения, которые требуется проводить после обнаружения, и анализ полученных данных.

Шмидт и Сунцефф считали, что смогут открывать по три сверхновые типа Ia в месяц, потом согласились на одну. Но вскоре установили новый рекорд по сверхновым – красное смещение открытой ими сверхновой составляло 0,48, а это значило, что она находится на расстоянии 4,9 млрд световых лет. Пока они не могли сказать, относится ли она к типу Ia и будет ли полезна в определении скорости замедления расширения Вселенной. Но это все равно был рекорд.

Группа из Беркли, уже без Карла Пеннипакера, выяснила, как находить сверхновые на регулярной основе через три года после того, как они доказали сами себе, что могут находить дальние сверхновые. Они открыли три в начале 1994 года с помощью телескопа «Исаак Ньютон» (диаметр 2,4 м), потом еще три с помощью 4-метрового телескопа в обсерватории Китт-Пик, в Аризоне. К июню 1995 года у них в портфеле было в целом 11 открытых далеких сверхновых типа Ia. Они представили четыре доклада на конференции, посвященной рождению сверхновых звезд, которая проходила в Испании, в Айгуаблаве. Их метод, разработанный Солом Перлмуттером, описан выше – это работа в периоды вокруг новолуния.

Когда Перлмуттер говорил о сверхновых, он использовал слова «редкие, быстро исчезающие, случайные, беспорядочные». Да, сверхновые являются именно такими, но команда Шмидта и Сунцеффа предпочитала делать упор на тусклости, удаленности и пыли. Они действительно тусклые – но потому что удаленные или из-за пыли? Физиков волновало, как найти дальние сверхновые, а астрономов беспокоило, что делать с этими дальними сверхновыми после того, как они будут обнаружены.

По крайней мере, одна дальняя сверхновая у группы Шмидта имелась, правда, ученые не были уверены, к какому типу она относится. Со Шмидтом, Филипсом и Сунцеффом сотрудничал Бруно Лейбундгут, в частности, он занимался изучением данных по «рекордной» сверхновой – удаленной на 4,9 млрд световых лет. И в одном из своих писем Шмидту он указал, что в спектре этой сверхновой «все еще много галактики» – это означало, что свет от явной сверхновой трудно отделить от света галактики, в которой она находится. Спектр может сказать вам красное смещение галактики, а поэтому и красное смещение находящейся в ней сверхновой. Но чтобы увидеть спектр самой сверхновой, нужно изолировать блеск.

Брайан Шмидт, американский астроном и астрофизик (род. в 1967)

Вначале это попытался сделать Марк Филипс. Через неделю после того как группа узнала о результатах расчетов Марио Хамуя (о том, что это самая дальняя из всех открытых сверхновых), Филипс был готов опустить руки. Он пришел к выводу, что в спектре этой сверхновой соотношение сигнал-шум, то есть полезный свет сверхновой против оптического эквивалента шума галактики, настолько мало, что определить тип сверхновой невозможно. Следующую попытку предпринял Лейбундгут, он попытался отделить свет сверхновой от света галактики несколькими способами, но тоже не смог подтвердить, что сверхновая относится к типу Ia. Филипс предложил Лейбундгуту «вычесть галактику». Это первое действие, которое следует предпринять, если вы пытаетесь получить спектр сверхновой.

Если вы хотите изолировать блеск сверхновой, возьмите спектр части галактики, в которой находится сверхновая, которая заполнена светом галактики, а затем определите спектр другой части галактики, вдали от сверхновой, а после вычтите второй результат из первого. В идеале получится спектр самой сверхновой.

Однако в данном случае свет галактики так подавлял сверхновую, что Лейбундгут не попробовал сделать очевидное. Никто не попробовал. Оказавшись дома в Мюнхене, Лейбундгут разделил интенсивность блеска галактики в целом на десять. Оснований делить именно на десять не было. Спектр галактики все равно останется тем же, качество данных не меняется.

Он просто изменил интенсивность, вычел этот спектр из спектра сверхновой (который также содержал спектр галактики) – и получил спектр сверхновой. Таким образом и Лейбундгут, и Филипс поняли, что имеют дело с настоящим типом Ia.

Тем временем произошли большие изменения в астрономии. Наукой больше нельзя было заниматься в одиночестве. Именно поэтому и формировались группы, в которые входили люди часто очень разных специальностей. Появлялись новые технологии, техника становилась все сложнее и сложнее, в одиночку невозможно стало охватить все. Нельзя было просто изучать небеса и все на них. Кто-то занимался планетами, а кто-то звездами, или галактиками, или Солнцем. И просто звезды уже никто не изучал. Основной упор стали делать на взорвавшиеся звезды, а из взорвавшихся надо было выбрать, например, тип Ia. Кто-то специализировался на механизме, ведущем к термоядерному взрыву, или на металлах, которые появляются в результате взрыва, или на том, как использовать свет этого взрыва для определения скорости замедления расширения Вселенной, на фотометрии или спектроскопии.

Группа Шмидта и Сунцеффа, продолжившая работу, в сентябре 1994 года состояла из 12 человек в пяти учреждениях на трех континентах. Сунцефф заявил, что они должны привлекать к работе молодежь. Это могли быть выпускники вузов соответствующей специализации и аспиранты. В группе следили за справедливым распределением обязанностей и за тем, чтобы именно тот, кто выполнил большую часть работы по тому или иному направлению, указывался первым среди авторов соответствующих статей и ездил на конференции, потому что в научных кругах часто происходит наоборот: штатный профессор получает всю славу, а аспирант оказывается без работы. Выбранный подход способствовал быстрому продвижению вперед.

Адам Рисс, американский астрофизик, глава программы обнаружения удаленных сверхновых. Его группе удалось отследить расширение Вселенной на этапах до 10 млрд лет назад (род. в 1969)

Позже к группе присоединился Адам Рисс, который в дальнейшем вместе с Брайаном Шмидтом и Солом Перлмуттером получил Нобелевскую премию по физике за открытие ускоренного расширения Вселенной посредством наблюдения дальних сверхновых. Его диссертация была посвящена исследованию сверхновых звезд типа Ia, он хотел решить проблему стандартизации сверхновых типа Ia. Как и у Филипса, форма кривой блеска Рисса позволяла определить яркость, присущую конкретной сверхновой, но, в отличие от метода Филипса, Рисс нашел способ определить степень ошибки, то есть качество результата оценивалось количественно. Но пока Рисс не имел возможности проверить свой метод на реальных данных и обратился к Марио Хумаю за данными. Вначале Хумай не хотел делиться наработками (до публикации они остаются вашими и только вашими), но не смог отказать настойчивому аспиранту. Рисс получил 13 кривых блеска, и через несколько недель Хумай в свою очередь получил письмо от Рисса с сообщением о том, что придуманный молодым человеком метод работает.

И статья Хумая по 13 сверхновым, и статья Рисса о его методе вышли в одном номере «Астрофизического журнала» в январе 1995 года. Оба автора также попытались вывести значение постоянной Хаббла. У Хумая получилось 62–67 (км/с)/Мпк, а у Рисса 67 ± 7 (км/с)/Мпк. Если постоянная Хаббла равна 50, это означает, что возраст Вселенной составляет около 20 млрд лет. Если постоянная Хаббла выше 60, это означает, что Вселенной около 10 млрд лет и она получается моложе своих самых старых звезд. Сандадж, наследник Хаббла, который очень трепетно относился к параметру своего учителя, настаивал, что постоянная Хаббла должна быть меньше 60, поскольку этого требует возраст Вселенной. Другие астрономы получали данные в диапазоне от 50 до 100 (км/с)/Мпк. Рисс и Киршнер опубликовали еще одну статью, используя данные Хумая, на этот раз – об изучении движения галактик.

Тем временем Брайан Шмидт приехал работать в Чили, где у группы было забронировано время для работы на телескопе в обсерватории Серро-Тололо. За осень 1995 года группа открыла 11 сверхновых. Конечно, астрономы все еще зависели от погодных условий, а в Чили еще время от времени случались землетрясения, но работать в целом, конечно, стало проще. Вселенная состоит из миллиардов галактик, звезды взрываются постоянно, так что сверхновых там тысячи, если не миллионы. Просто нужно было научиться их находить. Но теперь работа по открытию и анализу данных была, можно сказать, поставлена на конвейер.

Вселенная будет расширяться вечно

То же самое можно сказать и о группе Сола Перлмуттера, которая постоянно конкурировала с Брайаном Шмидтом. Используя метод Сола Перлмуттера, описанный выше, они открыли 22 дальние сверхновые, по большей части типа Ia. Они доказали, что могут предсказать дату открытия сверхновой и даже место ее нахождения среди тысяч галактик.

К осени 1997 года у двух групп было достаточно данных, чтобы попытаться найти, по крайней мере, предварительный ответ на вопрос, как сильно замедляется расширение Вселенной и к чему идет Вселенная – Большому хлопку или Большому морозу.

Группа под руководством Сола Перлмуттера заявила, что на основе изучения семи сверхновых типа Ia можно сделать вывод о том, что Вселенная плоская и она не будет вечно расширяться, но и не сожмется в конце концов. Правда, ученые заметили, что это лишь предварительный результат.

Герсон Голдхабер, германо-американский астрофизик (1924–2010)

Что астрономы, физики и астрофизики понимают под словом «плоский»? Когда говорят, что Вселенная плоская, не имеется в виду, что она плоская, как лист бумаги. Речь идет о свойстве трехмерной плоскостности – евклидовой геометрии в трех измерениях. В астрономии евклидов мир является удобной сравнительной моделью окружающего пространства. Материя в таком мире распределена однородно, то есть в единице объема содержится одинаковое количество материи, и она изотропна, то есть распределение материи одинаково по всем направлениям. Кроме того, материя там не эволюционирует (например, не загораются радиоисточники и не вспыхивают сверхновые), а пространство описывается простейшей геометрией. Но ведь сверхновые-то появлялись! То есть получается, что модель плоской Вселенной не соответствует результатам наблюдений. Материя вокруг нас распределена неоднородно и анизотропно (где-то есть звезды и галактики, а где-то их нет), скопления материи эволюционируют, то есть меняются со временем, а пространство, как известно из экспериментально подтвержденной теории относительности, искривлено. Но ученые все равно говорят о плоской Вселенной. Это происходит, потому что в космологии Вселенная рассматривается как целый объект. И как целый объект она обладает определенными свойствами. Например, начиная с некоторых очень больших линейных масштабов (здесь можно рассматривать и 60 мегапарсек, то есть 180 млн световых лет, и 150 Мпк), материя во Вселенной распределена однородно и изотропно. На меньших масштабах наблюдаются скопления и сверхскопления галактик и пустоты между ними, которые называются войдами, то есть однородность нарушена.

Запись в блокноте Адама Рисса, 1997

Герсон Голдхабер из группы Перлмуттера решил составить таблицу из 38 сверхновых, открытых группой из Беркли за время ее работы, основываясь на яркости и красном смещении. Он поместил их в колонки, соответствующие количеству материи, которая требовалась Вселенной (на основании данных по этой сверхновой) для того, чтобы расширение остановилось: от 0 до 20 % необходимой плотности массы, от 20 до 40 % и так далее, до 100 %. Две получившиеся большие колонки (в одной было 10 сверхновых, в другой – 9) показали, что во Вселенной не то что недостаточно материи для остановки расширения, а она находится в минусе! Голдхабер получил отрицательные значения от 0 до минус 40 %. Кто бы мог такое подумать?

Адам Рисс в другой группе работал над статистическим подходом к проблеме. Его задачей было собрать имевшиеся данные по сверхновым на тот момент: все результаты спектроскопии и фотометрии, все вычеты галактик, все кривые блеска, все допуски ошибок – и разработать программное обеспечение, которое поможет сравнить эти данные с миллионами различных моделей Вселенной. Некоторые из этих моделей покажутся просто абсурдными. Но одна из этих Вселенных должна будет соответствовать собранным данным.

Что и произошло. Такая модель нашлась. В ней было недостаточно материи, чтобы замедлить расширение. Мало этого – плотность массы составляла минус 36 %, то есть получалась отрицательной. Это была Вселенная без материи. Эта была несуществующая Вселенная. То есть, можно сказать, что данные двух групп, работавших над вопросом расширения Вселенной, дали один и тот же результат.

Обе группы работали, основываясь на предположении, что Вселенная полна материи и только материи. Конечно, они знали, что часть ее темная, но скрытая масса по сути должна была быть материей. Поэтому ученые предполагали, что только материя будет влиять на расширение Вселенной. Однако если отказаться от этих предположений, результаты, которые, как раньше казалось, смысла не имеют, теперь приобретали смысл. Если во Вселенной на расширение влияет что-то другое (а не материя), во Вселенной, которая состоит из чего-то еще, а не только материи, это что-то объясняет пусть не все, а многое! Изучив данные еще раз, обе группы пришли к выводу, что материя составляет 20 %, или 30 %, или 40 % Вселенной. Но таким образом оставалось 60 %, или 70 %, или 80 % чего-то еще…

Что касается судьбы Вселенной, ученые пришли к выводу, что она будет расширяться вечно. Теперь требовалось решать другой вопрос: с темной материей и новой силой, которую они пока не могли представить.

Алан Гут

В этой книге нельзя не рассказать об Алане Гуте, американском физике и космологе, авторе теории инфляционной Вселенной, окончившего Массачусетский технологический институт, в котором он работает до сих пор. Отправной точкой для разработки этой теории послужило посещение лекции Боба Дикке по «проблеме плоскости». Дикке и Пиблс выступали с лекциями и объясняли слушателям, что судьба Вселенной зависит от того, сколько материи имеется во Вселенной – ее должно быть достаточно, чтобы прекратить расширение.

Алан Гут предложил свою версию теории Большого взрыва. Его модель была названа «инфляционной Вселенной». Суть ее в том, что внутри быстро расширяющейся перегретой Вселенной небольшой участок пространства охлаждается и начинает расширяться сильнее, подобно тому как переохлажденная вода стремительно замерзает, расширяясь при этом. Эта фаза быстрого расширения позволяет устранить некоторые проблемы, присущие стандартным теориям Большого взрыва. Но по сути в результате сложных математических выкладок у Гута получился расширяющийся пузырь однородного газа, как описывали теорию Гута его критики, в числе которых оказался и Стивен Хокинг.

Теория Гута и правда имеет ряд недостатков. Например, в ней ничего не говорится о происхождении перегретой и расширяющейся материи. Гут проверил совместимость своей инфляционной теории с тремя гипотезами происхождения Вселенной.

Алан Гут, американский физик, космолог, автор теории инфляционной. Вселенной (род. в 1947)

Первой была рассмотрена стандартная теория Большого взрыва. В этом случае, по мнению Гута, расширение (инфляция) должно было произойти на одной из ранних стадий эволюции Вселенной. В соответствии с второй гипотезой Вселенная возникла из хаоса. Некоторые ее участки были горячими, другие – холодными, одни расширялись, а другие сжимались. В этом случае инфляция должна была начаться в перегретой и расширяющейся области Вселенной. Отдать должное, Гут признает, что эта модель не может объяснить происхождение первичного хаоса. Третья гипотеза – перегретый расширяющийся сгусток материи возникает квантово-механическим путем из пустоты.

Чтобы уравнения правильно описывали инфляционную Вселенную, Гуту пришлось очень точно задавать исходные параметры для своих уравнений, и он столкнулся с той же проблемой, что и создатели других теорий. Гут надеялся избавиться от необходимости задавать точные параметры условий Большого взрыва, но для этого ему пришлось вводить собственную параметризацию: без параметризации исходного состояния Вселенной невозможно получить наблюдаемое распределение материи. Гут и некоторые его коллеги просто допустили, что в какой-то момент вместо крошечной частицы из вакуума появилась целая Вселенная, и вместо того, чтобы сразу исчезнуть, эта Вселенная каким-то образом просуществовала миллиарды лет. Но может ли вообще какая-нибудь версия теории Большого взрыва предсказать наблюдаемое распределение материи во Вселенной?

Одинаковый результат

8 января 1998 года произошла историческая пресс-конференция в отеле «Вашингтон Хилтон». На ней присутствовали четверо астрономов, представители четырех разных команд. Группу из Беркли представлял сам Сол Перлмуттер, группу Шмидта – Питер Гарнавич, также присутствовали Нета Бахколл, занимавшаяся скоплениями галактик, и Рут Дейли, изучавшая космические объекты путем исследования их электромагнитного излучения в диапазоне радиоволн и регистрацией космического радиоизлучения с помощью радиотелескопов. Несмотря на то, что они представляли разные и даже конкурирующие группы, все пришли к единому выводу: Вселенная будет расширяться вечно. На пресс-конференции Перлмуттер рассказал о результатах работы своей группы: открытии больше сорока сверхновых и, главное, доказательства действенности предложенного метода. Физическую науку стало возможно использовать для открытия больших тайн.

Затем Перлмуттер выступил на заседании Астрономического Общества, и там, в частности, было показано два возможных варианта судьбы Вселенной – без Большого взрыва и после него. Его группа представила все данные, собранные ими по более сорока сверхновым, добавив к уже имевшимся, и получалось, что да: Вселенная будет расширяться вечно, но чтобы вообще существовать, она не может состоять только из материи. Нужно что-то еще. Похоже, в космологии начиналась новая эра.

Спустя месяц в Калифорнии состоялась конференция, посвященная изучению скрытой массы во Вселенной, с докладами и сообщениями об открытии ускоренного расширения Вселенной выступили Герсон Голдхабер и Сол Перлмуттер, а затем Алексей Филиппенко, представивший результаты группы Шмидта.

Алексей (Алекс) Филиппенко – американский астрофизик, профессор астрономии Калифорнийского университета в Беркли, он занимается исследованиями сверхновых и активных галактик в оптических, ультрафиолетовых и ближних инфракрасных длинах волн. Интересны высказывания Филиппенко по поводу двух конкурирующих групп, «Сверхновые для космологии» под руководством Сола Перлмуттера, и группе поиска далеких сверхновых под руководством Брайана Шмидта. Филиппенко поработал в обеих, и мнению этого специалиста в области изучения сверхновых звезд можно доверять.

Вначале, с 1993 по 1996 год, он работал у Сола Перлмуттера, затем перешел к конкурентам. Причиной перехода стал дискомфорт в группе из Беркли – иерархическая структура. Группа Брайана Шмидта строилась по-другому, она состояла в основном из астрономов, а не физиков, и голос каждого из участников с большей вероятностью мог быть услышан и принят во внимание. Филиппенко и другие ученые говорили, что существование двух групп с точки зрения науки оказалось очень полезным – работа пошла быстрее, а результаты стали более тщательно тестироваться в поисках возможных ошибок. Можно долго спорить о том, какой метод организации научных исследований лучше, но факт остается фактом: обе группы пришли к основным результатам практически одновременно, и результаты практически совпали!

И участники проекта «Сверхновые для космологии», и группа Брайана Шмидта пришли к одинаковому заключению: плотность вещества Вселенной составляет примерно 0,3 (в долях критической плотности) и Вселенная расширяется с ускорением, ответственным за которое является космологическая постоянная.

Алекс Филиппенко, американский астрофизик и популяризатор науки, исследователь сверхновых и сверхмассивных черных дыр (род. в 1958)

Обе группы опубликовали подробные статьи со своими данными. Статья с описанием результатов группы Шмидта, которая стала называть себя High-z, была отправлена в печать в марте и опубликована в сентябре 1998 года. Члены группы Сола Перлмуттера немного припозднились, их обобщающая публикация вышла только летом 1999 года. Хотя, как я уже говорил, результаты были получены и публично представлены практически одновременно. В статье группы Перлмуттера представлялись данные по 42 сверхновым, у группы High-z – только по 16, однако их данные для этих звезд были более точными. Ученые получили данные независимо друг от друга – группы почти не пересекались по составу (за очень редкими исключениями), выборки далеких сверхновых типа Ia были разными (только две звезды оказались одними и теми же), анализ данных производился независимо и разными методами. Совпадение результатов двух групп заставило астрономическое сообщество серьезно воспринять их кажущийся фантастическим результат.

В результате наблюдений за сверхновыми и ускоряющейся Вселенной было высказано предположение о существовании темной энергии, что стало большим прорывом для науки в 1998 году. Это предположение о существовании некоей формы энергии, которую стали называть темная энергия, «расталкивающей» Вселенную и приводящей к изменению темпа ее расширения, стало простейшей интерпретацией наблюдений.

Как следовало из наблюдений, свойства этой субстанции получались очень странными. Во-первых, она не скучивается, то есть не собирается в обычные объекты типа галактик и их скоплений, и ее распределение в пространстве, похоже, близко к равномерному. Во-вторых, она заставляет Вселенную расширяться, то есть темная энергия, в отличие от обычной материи, создает не тяготение, а антитяготение, антигравитацию. В-третьих, плотность темной энергии по современным данным практически не зависит от времени (имеется в виду абсолютная плотность), а это кажется очень необычным. В-четвертых, в настоящую эпоху вклад темной энергии в полную плотность Вселенной является определяющим. Это не всегда было так – плотности обычной материи и темной материи, в отличие от темной энергии, зависят от времени, и в более ранние эпохи эволюции Вселенной относительный вклад темной энергии был меньше.

Что представляет собой темная энергия? Возможны разные варианты, но, по-видимому, самый простой и естественный – темная энергия представляет собой энергию вакуума.

Вакуум, вопреки бытовой точке зрения, это не просто пустота, а состояние с минимальной возможной энергией, и эта энергия совсем не обязательно должна быть равна нулю. Если из какого-то объема убрать все частицы и поля, то, согласно законам квантовой механики, на сверхмалых расстояниях в этом объеме будут непрерывно рождаться и исчезать так называемые виртуальные частицы. Энергия этих частиц и является энергией вакуума. Свойства вакуума близки к требуемым для темной энергии – его плотность не зависит от времени, она определяется физикой очень малых расстояний и времен, вакуум не скучивается и, согласно квантовой физике, его давление отрицательно, что и приводит к появлению эффекта антигравитации. Эти особенности вакуума привели к тому, что он часто рассматривается в качестве основного кандидата на темную энергию.

Лямбда

Вернемся в прошлое. В 1917 году Альберт Эйнштейн увидел, что Вселенная по сути нестабильна. Эйнштейн решил добавить в свои уравнения греческую букву лямбду, обозначавшую космологическую постоянную, чтобы уравнения допускали пространственно-однородное статическое решение. Я уже упоминал ее выше, а также и то, что ее иногда называют лямбда-член.

По мнению Эйнштейна, во Вселенной должно было быть что-то такое, что не позволяет ей обрушиться – во Вселенной, полной материи, которая притягивает другую материю с помощью гравитации. Считается, что космологическая постоянная была введена Эйнштейном для того, чтобы уравнения допускали пространственно-однородное статическое решение. После открытия Хабблом доказательств расширения Вселенной больше не требовалась лямбда, и Эйнштейн от нее отказался. Но игнорировать полностью лямбду-член было нельзя, она оставалась в уравнении. И лямбду приравняли к нулю. Именно так и делали несколько поколений наблюдателей и теоретиков. Иногда ее вообще не упоминали, иногда говорили: «Предположим, что Λ = 0». Достоверных указаний на отличие космологической постоянной от нуля очень долго не было, поэтому она рассматривалась в общей теории относительности как необязательная величина, наличие которой зависит от эстетических предпочтений автора. Для большинства наблюдателей и теоретиков лямбда была – и одновременно ее не было. Она будто находилась в параллельном измерении, как призрак на чердаке. Однако то, что она не требовалась, совсем не значило, что ее нельзя разбудить, и время от времени теоретики это делали.

Фред Хойл, британский астроном и космолог (1915–2001)

Например, Герман Бонди и Томас Голд, а отдельно от них Фред Хойл, которые пытались создать новую модель Вселенной. Бонди и Голд называли ее «гипотетическим и широко обсуждаемым космологическим термином». Как и Эйнштейн, они не знали, что это, но дали ей ненулевое значение, потому что должно существовать что-то, подпитывающее расширение. Но затем теория Большого взрыва была подтверждена в частности через открытие реликтового излучения, и необходимость в «космологической постоянной», как стали называть лямбду-член, отпала. С другой стороны, нельзя сказать, что лямбда умерла вместе с теорией стационарной Вселенной, скорее, произошло нечто подобное вылету души из мертвого тела.

Затем лямбда стала связываться с квазарами, классом одних из самых ярких в видимой Вселенной астрономических объектов, мощность излучения которых иногда в десятки и сотни раз превышает суммарную мощность всех звезд в галактиках типа нашей. Слово происходит от двух латинских слов, которые переводятся как «квазизвездный», или «похожий на звезду», и английского «радиоисточник», из которого взяли только первую букву, ставшую последней в слове «квазар», то есть получается «похожий на звезду радиоисточник».

Томас Голд, американский астроном (1920–2004)

Герман Бонди, австрийский и британский математик и космолог (1919–2005)

В оптическом диапазоне квазары похожи на звезды, но создают радиоизлучение. Однако это излучение считалось сильным только вначале (первый квазар был обнаружен в конце 1950-х), 90 % открытых к настоящему времени квазаров не создают сильного радиоизлучения. Предполагается, что квазары являются мощными активными ядрами галактик. Существует теория о том, что квазары представляют собой галактики на начальном этапе развития, в которых массивная черная дыра поглощает окружающую материю. Очень сложно определить точное число обнаруженных на сегодняшний день квазаров. Это объясняется одновременно и постоянным открытием новых, и отсутствием четкой границы между квазарами и другими типами галактик. В 1987 году говорили про 3594 квазара. В 2005 году астрономы заявили уже о 195 000 квазаров.

Однозначно можно сказать, что это мистические источники огромной энергии, удаленные от нас на колоссальные расстояния. Об их связи с лямбдой впервые было сказано в 1967 году, когда в «Астрофизическом журнале» была опубликована статья «Квазизвездные объекты с ненулевой космологической постоянной». Тогда ученые пытались разобраться с некоторым непостоянством в поведении квазаров. Космологические модели с космологической постоянной предлагалось использовать для объяснения некоторых свойств распределения квазаров. Но по мере того как эволюция квазаров становилась понятнее, необходимость в лямбде снова отпала. О космологической постоянной опять вспомнили в 1975 году при изучении эллиптических галактик и возможности их рассмотрения как «стандартных свечей». То есть, если считать Эйнштейна, лямбду-член пытались использовать четыре раза.

Затем появилась инфляционная теория, и если ученые так и не смогли прийти к согласию по поводу инфляционной модели, они в общем и целом согласились, что существование такой модели возможно. При этом получалось, что количество материи во Вселенной равно критическому, которое не дает ей обрушиться. Но у сторонников инфляционной теории возникла проблема: наблюдатели постоянно находили доказательства того, что количество материи во Вселенной составляет всего 20 % от критического. Одну пятую часть! Или, может, наблюдатели упускают 80 % Вселенной? Не видят их по каким-то причинам?

Ученые пришли к выводу, что при таком несовпадении возможны два варианта. И в первую очередь в голову приходит мысль, что недостающая часть материи находится в такой форме, что астрономы просто еще не научились ее обнаруживать. В 1982 году научное сообщество лишь недавно согласилось с убедительностью доказательств существования темной материи, а теоретики все еще работали над тем, как вставить темную материю в структуру и эволюцию Вселенной. Может, наблюдатели просто ошибались, и более точные наблюдения с помощью усовершенствованных инструментов помогут разобраться с несоответствием? Говорили и о неких «теоретических предрассудках», которые следовало согласовать с имеющимися данными, о некоей частице, которая осталась со времени Большого взрыва, и о «реликтовой космологической постоянной».

Вопросом космологической постоянной заинтересовался Джим Пиблс, который доверял наблюдениям гораздо больше, чем большинство теоретиков. Вместе с астрономом Марком Дэвисом он занимался измерением скоростей галактик, в совместной статье, опубликованной в 1983 году, они сделали выводы о массах галактик и попытались вывести плотность Вселенной. Пиблс пришел к выводу, что количество материи составляет 20 % от критического (то есть омега = 0,2). В следующем году Пиблс написал статью «Проверка космологических моделей, сдерживаемых инфляцией», в которой представил собственную теоретическую интерпретацию собранных данных. Если омега равна 0,2, а лямбда равна 0, то мы лишаемся привлекательного инфляционного объяснения гомогенности, или однородности Вселенной. Пиблс выступал против нулевой космологической постоянной: если бы мы сами строили Вселенную, то не стали бы вводить никакой нулевой космологической постоянной. Он подвергся критике за эту статью.

Наблюдения продолжались, накапливалось все больше доказательств низкой плотности материи во Вселенной, в особенности при изучении галактик в больших масштабах, на которое в частности опирался Джим Пиблс. Стало появляться все больше статей о низкой плотности материи во Вселенной и не-нулевой космологической постоянной.

Летом 1996 года праздновалось 250-летие Принстонского университета. В рамках торжеств проходила конференция, на которую съехались ведущие космологи мира для обсуждения самых важных проблем отрасли. Естественно, нельзя было не затронуть вопрос процентного содержания материи во Вселенной. По этому вопросу проводились дебаты, модератором на которых выступал Боб Киршнер. Он попросил высказаться Сола Перлмуттера, который также приехал на конференцию. К этому времени руководимая им группа «Сверхновые для космологии» уже могла показать предварительные результаты по первым семи сверхновым, он привез эти данные для представления коллегам. И эти первые семь сверхновых соответствовали Вселенной, в которой омега равна 1, а лямбда 0. Сол Перлмуттер также заявил, что космологическая постоянная просто не нужна. Тогда Джим Пиблс назвал его «убийцей лямбды».

Группа Перлмуттера опубликовала данные по первым семи сверхновым в августе того же года в «Астрофизическом журнале». У них получилось, что омега = 0,88, а учитывая возможные ошибки, вполне можно было считать, что она равна 1. Но эта интерпретация совершенно не соответствовала данным, полученным группой «Сверхновые для космологии» в дальнейшем.

Теперь они занимались исследованиями с телескопа «Хаббл», космического телескопа на орбите, а не на поверхности Земли, что дает возможность регистрировать электромагнитное излучение в диапазонах, в которых земная атмосфера является непрозрачной; то есть ему не мешает земная атмосфера, поглощающая некоторые лучи. Разрешающая способность телескопа в 7–10 раз выше, чем была бы у аналогичного устройства, расположенного на поверхности Земли. Все значимые открытия в астрономии за последние 20 лет сделаны на основе данных, полученных с помощью «Хаббла», работающего с 1990 года.

Данные по двум сверхновым, исследованных с помощью «Хаббла», были опубликованы в «Астрофизическом журнале» в июле 1997 года, и группа, работающая по проекту «Сверхновые для космологии», доверяла им гораздо больше, поскольку точность сведений с космического телескопа значительно превосходила данные, полученные с помощью наземной аппаратуры. В 1996 году Перлмуттер нанял астронома Питера Нугента, который только что защитил диссертацию по сверхновым типа Ia, и поручил ему фотометрический анализ двух сверхновых, открытых с помощью «Хаббла». На основе данных фотометрии и спектроскопии Нугент построил графики, которые показали, что яркость двух открытых сверхновых в 1,6 раза слабее, чем ожидалось. Разница между ожидаемым и полученным была внушительной. Но Нугент не отвечал в команде за определение лямбды и омеги.

Остальные члены группы поняли, что данные по двум сверхновым, полученные с помощью телескопа «Хаббл», идут вразрез с более ранними, которые говорили о том, что омега равна 1, а вся Вселенная полна материи. Группе теперь следовало определиться с тем, какие данные публиковать. Ученые вернулись к некоторым сверхновым, открытым в прошлом, считая, что для окончательных выводов у них недостаточно наблюдений. Однако схожесть результатов по сверхновым 1996 и 1997 годов, открытых с помощью «Хаббла», усилила уверенность членов команды в том, что данные 1997 года являются правильными. Один из членов команды заявил Нугенту, что члены проекта «Сверхновые для космологии» будут выглядеть плохо в глазах общественности, если после открытия каждой сверхновой будут менять показания. Самого Нугента беспокоило столь существенное различие в показаниях. В статье 1997 года, которую в первую неделю октября сдали в журнал Nature, команда указала, что новые данные измерений заставляют предположить, что мы, возможно, живем во Вселенной, где масса материи значительно меньше, чем предполагалось.

Космический телескоп «Хаббл» на земной орбите

Конкуренты из группы поиска далеких сверхновых под руководством Брайана Шмидта тоже подготовили статью, она появилась в Интернете 13 октября. В ней рассказывалось о сверхновых, которые члены группы High-z открыли с помощью «Хаббла». И их показания также говорили о том, что одной материи недостаточно для «производства Вселенной». Похоже, что обе группы на этом этапе подошли к решению вопроса, который и мотивировал исследование ими сверхновых, – судьбе Вселенной.

Если космологической постоянной не существует, то омега имеет низкое значение, а Вселенная открыта, и ей предстоит расширяться всегда. Но даже если космологическая постоянная есть, значение омеги все равно является низким, Вселенная плоская, а расширение Вселенной замедляется вплоть до виртуальной остановки, но она не разрушается. В любом случае расширение Вселенной может продолжаться вечно. Американское Астрономическое Общество пригласило представителей обеих групп на свое заседание и предложило поучаствовать в пресс-конференции в январе 1998 года. Организаторы посчитали, что судьба Вселенной привлечет большую аудиторию. Обе группы согласились. Но оставался вопрос: космологическая постоянная есть или нет?

Герсон Голдхабер считал, что она есть в любом случае. Он представил коллегам гистограммы, в которых использовал данные по всем сверхновым, причем одна гистограмма была составлена для Вселенной без лямбды, а вторая – для Вселенной с омегой и лямбдой (плоской Вселенной). Просматривалась определенная тенденция: чем больше сверхновых анализировала группа, тем ниже получалось значение омеги.

Через две недели эту тенденцию отметили в другой группе. Они признались, что их больше всего беспокоит расхождение данных по первым семи сверхновым, которым была посвящена предыдущая статья их команды, и следующим 31 сверхновой, которые также показывали, что значение омеги уменьшается. Члены группы снова проанализировали данные по первым семи сверхновым и пришли к выводу, что пять из них точно являются одними из наиболее ярких. Но дюжины более тусклых сверхновых толкали значение омеги вниз. Гистограмма показывала, что в большинстве случаев значение омеги равно 0,2.

14 декабря 1997 года Голдхабер представил свои находки на семинаре в Институте теоретической физики при Калифорнийском университете в Санта-Барбаре. На этом семинаре он долго спорил с Киршнером, который в то время занимался научной работой в Калифорнийском университете, получив для этого годичный отпуск в Гарварде. Голдхабер уверенно заявил, что омега может равняться 0,2 только при наличии лямбды.

В то же время предварительные результаты представил общественности и Сол Перлмуттер. Он выступал на физическом факультете Калифорнийского университета в Сан-Диего, потом в Беркли, и наконец в Санта-Крузе. Он тоже говорил о низком значении омеги и о том, что последние открытия могут иметь поразительные последствия для физики. В Санта-Крузе астрофизик Джоэл Примак, прослушав доклад Перлмуттера, согласился, что последствия будут потрясающими, – но только если все сказанное окажется истинным.

Адам Рисс

Адам Рисс из команды Шмидта дружил с Питером Нугентом, они вместе играли в футбол по выходным и, конечно, не могли не говорить о работе, которой оба были увлечены. И в один прекрасный день Рисс решил, что ему надоело слушать об открытии такого большого количества сверхновых, которым хвастались конкуренты, считавшие, что группа High-z от них далеко отстала. Адам Рисс заявил, что если они не могут опередить группу Сола Перлмуттера по количеству, они должны превзойти конкурентов по качеству.

Его первая серьезная работа для получения степени магистра была посвящена проблеме тусклости. Рисса интересовала форма кривых блеска и он предложил математический метод решения: как вывести светимость из подъемов и спусков кривых блеска. Кандидатская диссертация Адама Рисса была посвящена проблемам межгалактической пыли. Если вы пытаетесь определить расстояние до сверхновой, измеряя ее красное смещение, но вам необходимо знать, как пыль влияет на покраснение света (точно так же, как пыль в атмосфере окрашивает закат). Учитывая действие пыли, можно с большей точностью определить расстояние. В группе High-z Рисс считался специалистом по учету влияния межгалактической пыли между сверхновой и наблюдателем для корректировки данных. Поэтому он мог обеспечить меньшую степень ошибки, чем у конкурентов, и, соответственно, большую надежность результатов.

Рисс использовал данные по 22 сверхновым, которые еще не были опубликованы. Они были получены в обсерватории Маунт-Хопкинс в штате Аризона с помощью 1,2-метрового телескопа. Однако добавление этих сверхновых создало новую проблему. Расчеты Адама Рисса дали Вселенную с отрицательной материей! Подумать только – не просто без материи, а с отрицательной!

Вначале Рисс решил: он что-то напутал. В любом деле можно ошибиться десять раз! С другой стороны, компьютеры в физике не разбираются. Они знают только то, что мы программируем. Может, он ввел не ту программу? Рисс проверил свои математические расчеты, потом написанную программу – и не нашел ошибок. Рисс отправил полученные результаты руководителю группы Брайану Шмидту. Шмидт считал Рисса гениальным, но небрежным, однако согласился проверить полученные результаты. Ученые стали регулярно обмениваться письмами по электронной почте: Рисс отправлял Шмидту свои последние расчеты, тот проверял. Рисс был так увлечен, что иногда не мог ждать ответа и звонил Шмидту, забывая, что они находятся в разных часовых поясах. И когда у Шмидта в четыре часа утра звонил телефон, даже его жена уже знала, кто это может быть. Но расчеты подтверждались!

Рисс связался с Ником Сунцеффом в Чили и попросил проверить кое-какие данные фотометрии. Рисс в это время находился в Калифорнии и, несмотря на рождественские каникулы, каждый день работал. Вместе с ним на работу ходил Алексей Филиппенко, который в начале 1996 года перешел из группы Сола Перлмуттера к Брайану Шмидту. В свое время он предупреждал участников проекта «Сверхновые для космологии», которым руководил Перлмуттер, о нестандартности сверхновых типа Ia, о межгалактической пыли, проблемах фотометрии и спектроскопии, но группа под руководством Перлмуттера считала все это мелкими помехами. А в группе Шмидта к идеям Филиппенко отнеслись серьезно.

Адам Рисс показал Алексею Филиппенко свои расчеты. Филиппенко воспринял их с энтузиазмом. Брайан Шмидт подтвердил их правильность.

На пресс-конференцию, организованную Американским Астрономическим Обществом, от группы High-z отправился Питер Гарнавич, с которым Рисс и Филиппенко поделились странными результатами и попросили выяснить, как движутся дела в этом направлении у конкурентов. Пока о результатах Рисса говорить не следовало.

Группа Сола Пермуттера еще таких результатов не получила, но их сверхновые говорили о низких значениях омеги. Однако пока они не могли утверждать, что у Вселенной получается отрицательная масса (то есть, что ее не существует, по сути), если в уравнения не добавлять положительное значение лямбды.

Адам Рисс выключился из работы на пару дней из-за собственной свадьбы, а когда посмотрел почту, увидел огромный список непрочитанных сообщений: члены группы живо обсуждали результаты. С одной стороны, они не хотели оказаться в том положении, в котором однажды оказался Перлмуттер, сообщивший, что омега должна равняться 1 на основании данных по 4 сверхновым, а потом, что должна равняться 0 на основании следующей порции данных. С другой стороны, они могли просто сообщить о наблюдениях и результатах анализа. Их статью могла с интересом прочитать широкая общественность и ученые, просто следящие за этим направлением. Но для космологического сообщества требовались неопровержимые доказательства.

Ошибки вроде бы не было. Никто из группы не мог ее найти. И еще стоял вопрос первенства. Они или группа Сола Перлмуттера? Не хотелось, чтобы Перлмуттер первым публиковал такие же результаты. Члены группы активно спорили, и Адам Рисс, вернувшись на работу прямо с собственной свадьбы, прочитал все, что коллеги писали ему и друг другу во время этого обсуждения. И перед тем как отправиться в свадебное путешествие, Адам Рисс разослал команде сообщение о том, что во время рождественских каникул подготовил представление данных во всех деталях. Они могут опубликовать краткую статью с изложением своей находки, а потом приложить к ней выкладки Адама Рисса. Он отправил подготовленный материал коллегам, а сам полетел с молодой женой на Гавайи.

Тем временем газеты после пресс-конференции сообщали о выводах по судьбе Вселенной, к которым пришли члены двух групп. «Нью-Йорк Таймс» поместила статью на первой странице под заголовком «Вселенная будет расширяться вечно». «Сан-Франциско Хроникл» опубликовала аналогичную статью также на передовице. «Вашингтон Пост» сообщила о вечном расширении Вселенной – можно сказать, что работа двух групп ученых привлекла внимание широкой общественности.

Научная статья появилась в журнале Science через три недели после пресс-конференции. В ней говорилось о том, что обе группы пришли к одинаковому выводу: Вселенная будет расширяться вечно, независимо от ее формы и независимо от значения омеги – будь то меньше 1 или ровно 1. А самое важное заявление было сделано 22 февраля на конференции в Калифорнийском университете в Лос-Анджелесе. От группы под руководством Брайана Шмидта выступил Алекс Филиппенко.

Вначале Филиппенко выслушал доклад Герсона Голдхабера о последних достижениях участников проекта «Сверхновые для космологии». Потом об их результатах говорил сам Сол Перлмуттер, но Филиппенко понял, что никто из конкурентов не говорит об открытии, только о «доказательствах» для лямбды. Когда пришла очередь Алекса, он заявил: «У вас или есть результат, или его нет. У группы High-z он есть». Призрак стал реальностью – то есть он и был реальностью, и речь шла о большей части Вселенной.

Расширение не замедляется

После открытия Хабблом соотношения между расстоянием и скоростью астрономы придерживались двух постулатов: во-первых, Вселенная расширяется, во-вторых, Вселенная заполнена материей, которая привлекает другую материю благодаря гравитации. Следовательно, плотность материи должна влиять на скорость расширения. Так как замедляется расширение? Ответ именно на этот вопрос искали две группы, Сола Пелмуттера и Брайана Шмидта. И они добились успеха – нашли ответ. Расширение не замедляется. Исследованная ими Вселенная не была Вселенной, которая делает то, что должна делать Вселенная, полная материи, под влиянием взаимного притяжения объектов. Происходит противоположное! Расширение ускоряется.

Джеймс Гланц, астрофизик и журналист-исследователь, работающий с серьезными изданиями, уже намекал на положительное значение лямбды, в статьях, опубликованных в журнале Science в октябре 1997 и январе 1998 года. Научному сообществу было трудно принять такой результат, и его материалы были восприняты с определенной долей скептицизма. Но одинаковый результат и одинаковые выводы двух групп ученых, о работе которых и о конкуренции между ними знал весь научный мир, должен был изменить ситуацию.

Статья Гланца с представлением результатов была опубликована в номере Science от 27 февраля 1998 года. Автор процитировал в своем материале членов группы Брайана Шмидта.

Боб Киршнер сказал, что результат приводит его в невероятное возбуждение. Адам Рисс признался в поражении. Больше всего Гланц цитировал Брайана Шмидта, реакция которого, по его собственному признанию, была чем-то средним между удивлением и ужасом. Он был поражен, потому что никак не ожидал такого результата, а испытывал ужас от того, что большинство астрономов им не поверят, потому что они, как и он сам, с большим скептицизмом относятся к неожиданному.

Такая же реакция была у членов группы Сола Перлмуттера. Они поражались, потому что открыли судьбу Вселенной, а ужасались оттого, что теперь все хотят говорить про ускорение, и открытие ставилось в заслугу конкурентам. Герсон Голдхабер заявил в интервью «Нью-Йорк Таймс», что группа Брайана Шмидта просто подтвердила их результаты, но победила в умении рекламировать свои достижения. На это Боб Киршнер ответил, что самая мощная сила во Вселенной – это не сила тяжести, а зависть. Кстати, сила тяжести не является самой «сильной».

High-z сдали подробную статью в «Астрономический журнал» в начале марта (они выбрали его, а не «Астрофизический журнал», поскольку хотели подчеркнуть, что занимаются астрономией). Статья называлась «Доказательства, полученные из наблюдений сверхновых, для подтверждения ускорения Вселенной и космологической постоянной». В первую неделю мая в «Фермилаб» была созвана конференция для обсуждения результатов, полученных двумя группами, занимавшимися сверхновыми. Я уже упоминал эту Национальную Ускорительную Лабораторию имени Энрико Ферми, подчиняющаяся Министерству энергетики США, в начале книги. Она расположена в штате Иллинойс, недалеко от Чикаго. На конференции присутствовало около 60 человек и 40 из них были готовы принять доказательства.

Если бы такой результат получила только одна команда, научное сообщество отнеслось бы к нему со скептицизмом. Но к одинаковому результату пришли две группы независимо друг от друга, а поэтому он заслуживал серьезного внимания. Более того, команды по большей части использовали различные материалы (совпали лишь очень немногие сверхновые), они использовали разные методы анализа данных (включая корректировку из-за межгалактической пыли) и пришли к выводу, который оказался полной противоположностью ожидаемому.

Положительная лямбда сделала Вселенную снова понятной. Все вставало на свои места! Решалась проблема, над которой в свое время бился Алан Сандадж, у которого получалось, что Вселенная моложе самых старых звезд. Еще недавно сверхскопления галактик казались слишком старыми построениями для молодой Вселенной. Но Вселенная получалась «слишком» молодой, только если предположить, что скорость расширения уменьшалась на протяжении всей истории Вселенной или, по крайней мере, оставалась неизменной.

Если вы едете в автомобиле на скорости 50 миль в час, а потом ускоряетесь до 65 миль, вам потребуется больше времени для преодоления одного и того же участка дороги, чем тому, кто изначально ехал на скорости 65 миль в час или снижал скорость с 70 до 65 миль в час. Если бы расширение замедлялось, так сказать, давило на тормоза, то оно шло бы быстрее в недавнем прошлом, и поэтому Вселенной потребовалось бы меньше времени, чтобы оказаться в нынешнем состоянии, чем если бы скорость расширения была постоянной. Но расширение, которое ускоряется сегодня, продолжая аналогию, давит на газ, идет быстрее и быстрее, а в недавнем прошлом оно шло менее быстро, и Вселенной потребовалось больше времени, чтобы оказаться в нынешнем состоянии. Благодаря ускорению получилось, что возраст Вселенной, грубо говоря, составляет где-то 15 млрд лет, то есть она старше, чем ее «первенец», и достаточно стара, чтобы иметь такие структуры, как сверхскопления галактик.

Более того, теперь лямбда объясняла все противоречия. Боб Дикке и Джим Пиблс в конце 1970-х хотели получить теоретическое объяснение единообразия и изотропии. В 1980-е годы появились сторонники инфляционной теории, которые хотели получить наблюдения, доказывающие, что Вселенная – плоская. Но для этого требовалось, чтобы омега равнялась 1. А многочисленные наблюдения показывали, что количество массы во Вселенной меньше критической плотности, а это означало, что омега меньше 1, причем существенно.

Теперь получалось, что количества массы во Вселенной недостаточно, чтобы остановить расширение, но достаточно количества массы и энергии. По Эйнштейну, масса и энергия эквивалентны, так что, несмотря на то что масса, будь она в форме обычной или темной материи, оказывается в недостаточном количестве для достижения критической плотности, ее может дополнить энергия, вызывающая ускорение. Плотность массы составляет около 40 %, плотность энергии – около 60 %. Вот вам 100 % или омега = 1. Во Вселенной действительно низкая плотность материи. Вселенная и правда плоская.

Дополнительные наблюдения

Космология сделала гигантский шаг вперед за 70 с небольшим лет. Еще в 1920 году шли споры о том, есть ли другие «островные вселенные» за пределами Млечного Пути. Сейчас тогдашние споры кажутся смехотворными. Но что получается теперь? Расширяющаяся Вселенная полна материи, влекущей другую материю силой притяжения. Расширение ускоряется, поэтому влияние силы тяжести подавляет что-то еще, и это не обычная материя, и не темная.

Астрономы воспринимали лямбду-член просто как один из символов в уравнении. Она может равняться нулю, а может и не равняться. Если вы верите в полезность сверхновых типа Ia для космологии и если уверены, что проверили все полученные результаты, то вы принимаете ее значение. Брайан Шмидт понимал последствия положительной лямбды для инфляционной теории, а Адам Рисс не понимал. Для ученых, занимающихся физикой частиц, положительная лямбда создавала новую проблему. Для них это не было какое-то число, это было свойство космоса. А космос с точки зрения физики частиц – это не пустота, это фантасмагория виртуальных частиц, которые постоянно появляются и исчезают. Частицы не только существуют, но и обладают энергией, как показали эксперименты. А энергия взаимодействует с гравитацией.

Хендрик Казимир, голландский физик (1909–2000)

И тут мы уже имеем дело с так называемым эффектом Казимира, названным в честь голландского физика, предсказавшего это явление в 1948 году, в дальнейшем оно было подтверждено экспериментально. Это эффект, заключающийся во взаимном притяжении проводящих незаряженных тел под действием квантовых флуктуаций в вакууме. Причиной эффекта Казимира являются энергетические колебания физического вакуума из-за постоянного рождения и исчезновения в нем виртуальных частиц.

Так что сама по себе положительная энергия не была ничем удивительным. Теоретики даже говорили о двух формах энергии вакуума. Одна форма постоянна в пространстве и времени и называется космологической постоянной. Другая будет варьироваться в пространстве и времени, и ее назвали квинтэссенцией. Физики стали говорить астрономам, что лямбда и космологическая постоянная не идентичны, а астрономы использовали их как взаимозаменяемые понятия. Физики стали предлагать новые термины. На конференции в «Фермилаб» в мае 1998 года было предложено «забавная энергия» (funny energy), причем слово funny имеет в английском языке еще одно значение – «подозрительный, нечистый». Это название не прижилось, а следующее, «темная энергия» (dark energy), преднамеренно намекающее на связь и схожесть с темной материей, закрепилось.

Проблема заключалась в том, что плотность энергии во Вселенной после изучения сверхновых получалась очень разной. Квантовая механика предсказывала значение гораздо больше (во многие разы!), чем измеряли астрономы. Причем разница была слишком большой даже для космологии, как шутили ученые. Под влиянием такой невероятно большой плотности энергии космос растягивался уж слишком сильно – вы не смогли бы увидеть кончик своего носа. Да и Вселенной при таких значениях, похоже, не было бы – ни для вас, ни для кончика вашего носа. Всех устраивало значение лямбды 0,6 или 0,7 от критической плотности, вычисленное астрономами. Поэтому специалисты по физике частиц решили, что в будущем найдется математик, который эту проблему каким-то образом решит, и кто-то догадается, как частицы аннигилируют друг друга в нужной пропорции, чтобы получился результат: лямбда = 0.

Еще недавно движения галактик не имели смысла, пока не был сделан вывод о существовании темной материи. Светимость сверхновых не находила объяснений, пока не пришли к существованию темной энергии. Однако просто потому, что положительная лямбда решает много проблем, не означает, что она существует. С другой стороны, то, что положительная лямбда создает проблему, не означает, что ее не существует! Требовались дополнительные наблюдения, о чем в частности заявил Алекс Филиппенко в ответ на обвинения одного физика-теоретика в том, что астрономы-наблюдатели только зря тратят ценное время, используя, например, дорогой телескоп «Хаббл» – ведь нет теории, которая была бы совместима с не-нулевой энергией вакуума, причем как с малым значением лямбды, то есть от 0,6 до 0,7, как и полученным специалистами по физике частиц, превышающим его во много-много раз. В ответ на это Алекс Филиппенко и сказал, что он знает только, в какой конец телескопа нужно смотреть, а после дополнительных исследований астрономы или подтвердят свою теорию, или найдут, где ошиблись. Только наука, только новые наблюдения смогут подтвердить положительное значение лямбды.

Астрономы сделали то, что в таких случаях делают ученые. Они принялись доказывать, что эффекта не существует. Что они упустили, вызывающее такой эффект, – почему далекие сверхновые кажутся более тусклыми, чем должны?

Сразу же было предложено два решения. Первое – это какая-то экзотическая пыль. Астрономы знали, что обычная галактическая и межгалактическая пыль делает свет краснее, и знали, как провести коррекцию с учетом пыли – во многом благодаря Адаму Риссу, который в 1999 году даже был удостоен премии Трамплера за предложенный им метод корректировки (эту премию вручают за необычные, но важные открытия для астрономии). Теперь же астрономы говорили про серую пыль, присутствующую между галактиками. Как сказал Адам Рисс, никто никогда не видел серую пыль между галактиками, но с другой стороны, никто никогда не видел и космологическую постоянную!

Другое объяснение тусклости сверхновых на больших расстояниях – это результат того, что эти сверхновые были другими в молодые годы Вселенной. А что если природа сверхновых типа Ia изменилась за время существования Вселенной, и состав относительно близких сверхновых отличается от состава более далеких? Может, там другой «коктейль» элементов, поэтому они кажутся более тусклыми, и таким образом создается иллюзия, что они находятся дальше.

Если интерпретация данных о сверхновых правильная, то мы живем во времена, когда темная энергия доминирует над материей, антигравитационная сила темной энергии выигрывает в схватке с гравитационной силой материи. В таком случае расширение Вселенной ускоряется и, как выяснили две группы ученых отдельно друг от друга, далекие сверхновые кажутся более тусклыми, чем мы ожидаем.

Однако в более ранние эпохи Вселенная была меньше и, соответственно, имела большую плотность. Чем раньше, тем меньше была Вселенная и тем больше ее плотность, а чем больше плотность Вселенной, тем больше кумулятивное гравитационное влияние материи. Если бы астрономы могли заглянуть в прошлое, то сумели бы добраться до эпохи, когда доминирующей была темная материя. Тогда гравитационное влияние темной материи выигрывало схватку с антигравитационной силой темной энергии. Расширение Вселенной замедлялось, а сверхновые из той эпохи казались бы ярче, чем мы ожидаем.

Но это не относится к сверхновым, которые мы видим сквозь серую пыль, или сверхновым, которые состояли из более простого набора элементов в ранней Вселенной. Эти сверхновые все равно будут казаться более тусклыми, куда бы мы ни смотрели.

Ник Сунцефф, Алекс Филиппенко, Рон Гиллилэнд, Марк Филипс

Чтобы разделить эти два сценария – темная энергия против серой пыли или изменяющегося состава сверхновых – нужно провести наблюдение за достаточно далекой сверхновой, которая взорвалась в раннюю эпоху, гораздо более далекую от нашего времени. Нужна сверхновая, которая взорвалась до «поворота» расширения Вселенной – до того как расширение Вселенной перешло с замедления на ускорение, когда материя, а не энергия побеждала в схватке. Эта сверхновая должна быть ярче, чем «следовало бы». Ее нужно найти или заново задуматься о темной энергии.

Телескопы, установленные на земной поверхности, не видят так далеко. Обнаружить сверхновые на таком расстоянии мог только космический телескоп «Хаббл».

В 1995 году «Хаббл» на протяжении десяти дней сверлил дыру в небе размером с песчинку и впитывал фотоны, глядя глубже и глубже в пространство космоса, а поэтому дальше и дальше назад во времени. В конце набралось около трех тысяч галактик, некоторые были лишь туманными и одними из первых появившихся во Вселенной.

В 1997 году Рон Гиллилэнд и Марк Филипс хотели повторить эксперименты охотников за сверхновыми начиная с 1930-х годов: сравнить картину двухлетней давности с нынешней и посмотреть, что изменилось. Появилась ли в какой-то из галактик новая supernova, которой не было два года назад?

Появились две. Они получили названия SN 1997f и SN 1997fg. Гиллилэнд и Филипс не могли сделать фотометрию, так как не имели возможности использовать «Хаббл» для последующих наблюдений и сравнений, что позволило бы им построить кривые блеска. Но они в любом случае доказали, что можно использовать «Хаббл» для открытия сверхновых на расстояниях, недоступных для установленных на Земле телескопов.

Адам Рисс и одна далекая сверхновая

Эти две сверхновые очень заинтересовали Адама Рисса. Более того, он считал их напоминанием об упущенной возможности – из-за невозможности использования «Хаббла» именно для последующих наблюдений за ними, так как все время телескопа расписано надолго вперед, как у дирижера мировой величины. А ведь они находились на расстоянии, достаточном для проверки космологической модели, связанной с темной энергией и периодом замедления расширения Вселенной до того, как начался период ускорения. Замедлялось ли расширение под доминирующим влиянием темной материи перед тем, как начать ускоряться под влиянием темной энергии? Рисс очень сожалел, что у Гиллилэнда и Филипса не было возможности провести последующие наблюдения, когда это требовалось. Тогда астрономия уже смогла бы проверить темную энергию!

В начале 2001 года Адам Рисс решил, что, может быть, еще не все потеряно. А что, если последующие наблюдения за хотя бы одной из этих сверхновых были проведены? Не преднамеренно, а в процессе каких-то других наблюдений, которые велись с помощью «Хаббла»? Компьютеры, даже компьютер в кабинете самого Рисса, давали возможность просмотреть «поисковый журнал» телескопа «Хаббл». Рисса интересовал период с 27 декабря 1997 года по 1 апреля 1998 года – в этот период две упомянутые сверхновые должны были стать ярче, а потом снова потускнеть.

Невероятно, но Риссу повезло! В 1997 году группа астронавтов во время второй экспедиции шаттла «Дискавери» добавила несколько новых инструментов к «Хабблу» и космической платформе, в частности была установлена камера ближней инфракрасной области и многообъектный спектроскоп для наблюдений в инфракрасном диапазоне (NICMOS). Он находится вне диапазона видимого света, поэтому для представления результатов исследований в публикациях часто используют условные цвета.

А для проверки нового оборудования как раз требовались самые дальние участки Вселенной. И данные именно с этой целью – проверки работы нового оборудования – считывались 26 декабря, 2 января, 6 января. Сверхновая SN 1997f появлялась почти везде! Рисс изучил ее красное смещение и определил, что она взорвалась примерно 10,2 млрд лет тому назад, то есть гораздо раньше, чем расширение Вселенной должно было перейти от замедления к ускорению. Если Вселенная и вправду перешла от замедления к ускорению. И если темная энергия действительно существует.

В 2001 году Адам Рисс уже был штатным сотрудником Института исследований космоса с помощью космического телескопа, который находится в Балтиморе, штат Мэриленд. Это научный оперативный центр, основанный НАСА в 1981 году для космического телескопа «Хаббл» и космического телескопа имени Джеймса Уэбба, начало использования которого запланировано на 2018 год. В 2001 году в Институте был проведен симпозиум на тему «Темная Вселенная: материя, энергия и сила тяжести». Его организовал астрофизик Марио Ливио. На симпозиуме собралось более ста астрономов, чтобы обсудить «астрономию невидимого». Присутствовала знаменитая к тому времени Вера Рубин, которая открывала конференцию. Она выступила с историческим обзором темной материи или, правильнее будет сказать, идеи темной материи, поскольку, как выразилась сама Рубин, «пока не знаешь, что такое темная материя, невозможно знать ее историю». Она вспомнила, как сама предсказала в 1980 году открытие темной материи в течение десяти лет.

Марио Ливио, израильский и американский астрофизик, популяризатор науки и литератор (род. в 1945)

Присутствовал там и Сол Перлмуттер, который говорил о возможностях, которые открыл бы новый космический телескоп, отданный только под сверхновые. Еще человек двадцать пытались продвигать свои проекты, рассказывая об их перспективах и сообщая о последних результатах, каким-то образом связанных с идентификацией темной энергии. Но большинство все-таки пытались ответить на вопрос, поставленный Марио Ливио и выбранный им для своего заключительного слова: «Ускоряющаяся Вселенная – мы верим в это»?

Адам Рисс выступал на третий день (симпозиум длился четыре дня). Коллеги уже знали, о чем он будет рассказывать, так как в первый день симпозиума он выступил на пресс-конференции, организованной НАСА, а на следующий день его слова повторили газеты по всему миру.

Для начала он представил график – красное смещение против блеска. Рисс использовал данные и команды Сола Перлмуттера, и группы Брайана Шмидта, в которую входил сам. Целью было показать средние данные по сверхновым с похожим красным смещением. Он продемонстрировал аудитории точки, соответствующие нескольким сотням миллионов световых лет, потом миллиарду, потом двум миллиардам, трем, четырем. Наконец дошел до точки, соответствующей сверхновой SN 1997f. Он определил ее красное смещение как равняющееся 1,7, получалась самая дальняя из всех открытых сверхновых, а расстояние до нее выходило порядка 11 млрд световых лет.

Кривая на графике больше не шла вверх. Она резко опускалась вниз. Сверхновая получалась в два раза ярче, чем можно было бы ожидать на таком расстоянии.

Да, Вселенная сделала разворот, то есть вместо замедления расширения началось ускорение. Этот результат также исключал гипотетическое воздействие экзотической серой пыли и изменения в природе сверхновых. Астрономам, занимающимся невидимым, был представлен четкий график, они видели его собственными глазами.

Микролинзирование

Как вы можете увидеть что-то темное, если под «темным» имеете в виду то, что невозможно увидеть, как астрономы 1970-х и 1980-х? Как сделать то, что сделать невозможно?

На протяжении тысяч лет астрономы пытались понять, как «работает» Вселенная, просто глядя на огни в небе. Затем, начиная с Галилея, они научились видеть другие огни на небе, которые было невозможно рассмотреть невооруженным глазом, но стало возможно с помощью телескопа. К середине ХХ века появились телескопы, позволяющие видеть за оптическими частями электромагнитного спектра, стали известны радиоволны, инфракрасное и рентгеновское излучение. Достижения науки и техники использовались астрономами и представителями других дисциплин. После того как существование темной материи было доказано и принято большинством ученых, астрономы поняли, что им теперь придется использовать новые подходы, если они хотят понять, как все-таки работает Вселенная. Как «вступать в контакт» с этим новым и неизведанным? Если они не найдут способа это сделать, то придется, как и астрономам прошлого, у которых не было необходимых инструментов, только теоретизировать.

Богдан Пачинский, польский и американский астрофизик. Одним из первых стал применять численное моделирование в астрофизических исследованиях (1940–2007)

С темной материей с самого начала было связано много теорий. Да и доказательства ее существования были непрямые. Мы «знали», что она там, из-за ее влияния на то, что можем видеть. Мы смогли бы ее увидеть, если бы она не находилась так далеко и не была такой тусклой, что наши обычные инструменты, с помощью которых ведутся наблюдения, не в состоянии помочь. Как-то Вера Рубин пошутила, сказав, что темная материя вполне может быть «остывшими планетами, мертвыми звездами, кирпичами или бейсбольными битами».

В 1986 году Богдан Пачинский предложил использовать эффект гравитационного микролинзирования для выявления скрытой массы (или темной материи). Искривление лучей света в гравитационном поле аналогично действию линзы на световые лучи. Поэтому гравитирующий объект создает в результате искривления лучей света изображения (они называются «дýхи») далекого объекта. Необходимо отметить, что при этом блеск дýхов может быть много больше блеска самой линзируемой галактики. К настоящему времени известны десятки дýхов далеких галактик и квазаров, которые появились в результате гравитационного линзирования их света более близкими галактиками или скоплениями галактик.

Вообще, гравитационная линза – это массивное тело, то есть планета или звезда, или система тел, то есть галактика, скопление галактик, скопление темной материи, искривляющие своим гравитационным полем направление распространения электромагнитного излучения подобно тому, как обычная линза искривляет световой луч. Чтобы гравитационные линзы были способны существенно исказить изображение фонового объекта, это должны быть достаточно большие сосредоточения массы, то есть на существенное искажение способны галактики и скопления галактик. Более компактные объекты, например, звезды, тоже способны отклонять лучи света, но на столь малые углы, что зафиксировать такое отклонение, как правило, невозможно. В этом случае можно лишь заметить кратковременное увеличение яркости объекта-линзы в тот момент, когда линза проходит между Землей и фоновым объектом. Если объект-линза яркий, заметить такое изменение практически невозможно. Если объект-линза неяркий или же не виден совсем, то такая кратковременная вспышка вполне может наблюдаться. Это и называется микролинзированием. Такой процесс позволяет обнаружить массивные и не видимые никаким иным способом плотности материи. А как мы уже знаем, свыше 90 % массы Вселенной находится в скрытой, ненаблюдаемой форме.

Суть гравитационного линзирования в том, что при наблюдении дальнего источника в космосе через другой космический объект форма дальнего источника света искажается. Это может быть вызвано звездой или галактикой, через которую проходит свет от дальнего объекта. При помощи гравитационного линзирования можно обнаружить неяркие объекты.

В 1936 году Эйнштейн высказал предположение о том, что находящаяся на переднем плане звезда может служить в некотором роде линзой для звезды, находящейся на заднем плане. Гравитационная масса звезды «в авангарде» будет искажать пространство, а вместе с ним и траекторию луча света, идущего от звезды «в тылу», так что даже хотя вторая звезда находится «за» первой и скрыта от нас, мы все равно сможем ее увидеть, пусть и не прямо. Но Эйнштейн был ограничен знаниями того времени и говорил о звездах нашей галактики. Да и предположение не поражало воображения, если сравнить с другими, высказанными ученым. Хотя эффект отклонения луча далекой звезды в гравитационном поле Солнца был первым наблюдаемым подтверждением общей теории относительности Эйнштейна. Эффект искривления светового луча обнаружили в 1919 году, и произошло количественное совпадение с теоретическими расчетами общей теории относительности Эйнштейна. Именно это сделало Эйнштейна знаменитостью. Это был триумф революционной общей теории относительности, которая кардинальным образом меняла представления людей о пространстве, времени, материи.

Прошло всего несколько месяцев после публикации соответствующей статьи Эйнштейна, и Фриц Цвикки заявил, что не звезда, а галактика, находящаяся на переднем плане, будет служить гравитационной линзой. Но обнаружение и использование гравитационного линзирования задержалось на несколько десятилетий – хотя Эйнштейн предсказал его вскоре после открытия общей теории относительности, его провозгласили только в 1979 году. Почему произошла такая задержка? Все легко объяснимо. Только одного искривления пространства недостаточно для гравитационного линзирования – оно должно искривиться таким образом, чтобы луч от далекой звезды мог фокусироваться. Именно поэтому эффект и обнаружили только через 60 лет после теоретического предсказания. Но кроме особенностей самого линзирования свою роль сыграли и сложности, связанные с развитием техники. До середины ХХ века внегалактическая наблюдательная астрономия делала только свои первые шаги. Вероятность же линзирования на звездах, то есть совпадения звезды-линзы и линзируемого объекта (звезды, служащей источником света) на одном луче зрения ничтожно мала (она выражается числом с 18 нулями после запятой). А для галактик она значительно больше, что и подтвердилось в наблюдениях 1979 года. Именно с этого времени гравитационное линзирование стало еще одним эффективным и действенным инструментом познания Вселенной.

Но вернемся к нашей теме – темной материи, или скрытой массы. Для наблюдений скрытой массы используется тот факт, что она обладает гравитационным полем, в котором, как известно из общей теории относительности, путь лучей света искривляется. Уже давно стало ясно, что темная материя – это не газ, хотя вначале холодная космическая пыль и газ фигурировали среди претендентов на объяснение огромного количества скрытой массы во Вселенной. Современные ученые считают, что носителями скрытой массы являются два класса объектов. Первый класс предсказывается теорией эволюции звезд. Это небесные тела, состоящие в основном из барионной формы материи (барионы – это сильно взаимодействующие элементарные частицы с полуцелым спином – нейтроны, протоны и ряд других). Они называются МАХИ, чаще используется латинское наименование MACHO, сокращение от Massive Astrophysical Compact Halo Objects, или «Массивные астрофизические компактные объекты гало». Этот класс включает слабо светящиеся звезды – коричневые карлики (звезды с малой массой для звезд, в недрах которых никогда не зажигаются термоядерные реакции), белые карлики, некоторые планетные системы вокруг звезд, нейтронные звезды в неактивной стадии (без феномена пульсара), черные дыры. Поначалу специалисты пытались объяснить существование такого большого количества скрытой массы существованием именно невидимых астрономических объектов, не являющихся источниками какого-либо излучения, то есть этого класса. Но таких объектов недостаточно для объяснения плотности темной материи, поэтому приходится искать новых «претендентов».

И тут мы говорим о втором классе. Этот класс объектов подсказан теорией образования Вселенной, которую принимает большинство ученых (то есть теорией Большого взрыва), в соответствии с которой на ранних стадиях образования Вселенной появились очень слабо взаимодействующие элементарные частицы с неравной нулю массой покоя, которые получили название вимпы, или СВМ-частицы. Слово происходит от английского сокращения WIMP, или Weakly Interacting Massive Particles, то есть «слабо взаимодействующие массивные частицы». К этому классу относятся нейтрино и нейтралино, массивные гипотетические слабовзаимодействующие частицы. Но могут быть и другие кандидаты на роль темной материи – легкие слабовзаимодействующие частицы, или виспы (Weakly Interacting Slim Particles, WISP). Наибольшее внимание уделяется гипотетическим маломассивным частицам аксионам. Также говорят про частицы, существование которых следует из теории суперсимметрии (между бозонами и фермионами, то есть у каждого бозона должен быть партнер-фермион, и наоборот), гипотетические сверхтяжелые частицы, и, наконец, самовзаимодействующее вещество. Вспоминаются фотино, гравитино и ряд других. Есть и другие версии темной материи, например, сверхтяжелые реликтовые частицы, реликтовые черные дыры, суперпартнеры аксионов (аксино) и «зеркальная материя».

Предположительно, значительная часть всех этих частиц расположена в обширных галактических гало. Какой из этих «кандидатов» доминирует в наблюдаемой области Вселенной, какие просто присутствуют? Эти вопросы должны решаться с помощью разработки соответствующих теоретических моделей и систематических астрономических наблюдений. Например, вимпы могут быть в десятки или, что вероятней, в сотни и тысячи раз тяжелее протона. Не исключено, что их обнаружат если не на Большом адронном коллайдере, то на суперколлайдере нового поколения с суммарной энергией столкновений в 100 ТэВ (порядка 100 000 протонных масс), строительство которого запланировано после 2020 года.

Если исследовать дýхи скоплений галактик, можно восстановить их истинные изображения и даже оценить распределение массы в гравитационной линзе – скоплении галактик. Именно из таких исследований получается дополнительный вывод о существовании скрытой массы в скоплениях галактик. Упомянутый астрофизик Пачинский предложил эффект гравитационного микролинзирования звезд ближайших галактик темными телами нашей галактики для выявления носителей скрытой массы.

Микролинзирование звезд отличается от линзирования далеких галактик тем, что здесь невозможно раздельно наблюдать дýхи, так как их угловое разделение очень мало. С другой стороны, при микролинзировании можно наблюдать изменение блеска линзируемой звезды, вызванное относительным перемещением звезды, линзы и наблюдателя. Пачинский проанализировал кривую вращения нашей галактики и высказал гипотезу, что она обладает сферической подсистемой (или гало), которая может быть заполнена несветящимися телами MACHO с малыми массами – нейтронными звездами, черными дырами, коричневыми карликами и космическими телами вплоть до тел с массой Юпитера и меньше. Таких темных тел в гало нашей галактики должно быть немало, и, соответственно, вероятность, что звезда ближайшей галактики (например, Большого Магелланового Облака) спроектируется на темное тело, тоже если не велика, то значительна. Поскольку одновременно будет вестись наблюдение за миллионами звезд, хотя бы из одного Большого Магелланова Облака, можно надеяться достаточно часто регистрировать вспышки звезд, обусловленные эффектом микролинзирования. По их длительности и частоте можно судить о вкладе темных тел гало галактики в полную массу невидимого вещества – темной материи. Таким образом, в последние годы были определены параметры ряда темных тел гало галактики.

После высказанного Пачинским предложения две группы ученых в разных частях света начали поиск эффектов микролинзирования звезд в Большом Магеллановом Облаке темными телами гало Млечного Пути. Одна группа работала в Австралии, в обсерватории Маунт Стромло. В распоряжении ученых был телескоп с зеркалом, диаметр которого составлял 1,27 м, и панорамным фотоэлектрическим приемником, который позволяет одновременно регистрировать и анализировать с помощью компьютера блеск около миллиона звезд. Другая группа работала в Чили на широкоугольном 50-сантиметровом телескопе вначале с помощью фотографической методики, а затем с панорамным фотоэлектрическим приемником излучения. Обе группы наблюдали несколько миллионов звезд на протяжении двух лет и практически одновременно опубликовали первые результаты наблюдений явлений микролинзирования звезд в Большом Магеллановом Облаке темными телами гало Млечного Пути. Оказалось, что блеск трех звезд в Большом Магеллановом Облаке испытал резкий (примерно от трех до шести раз) подъем и спад. Кривые блеска не зависели от длины волны, были строго симметричны и имели характерную продолжительность изменений блеска около одного месяца. То есть уже первые результаты наблюдений явлений микролинзирования показали, что одной из составляющих скрытой массы являются маломассивные звезды.

Было высказано предположение, что это, скорее всего, коричневые карлики. Количество таких маломассивных звезд в нашей галактике получилось гораздо большим, чем предсказывала общепринятая теория происхождения и эволюции звезд. Соответственно, перед учеными встала новая серьезная проблема. Для корректной оценки доли темной материи или скрытой массы, сосредоточенной в таких маломассивных звездах, следовало увеличить число наблюдений явлений микролинзирования, причем не только в направлении Большого Магелланова Облака, но и в других, чтобы лучше оценить пространственное распределение темных тел в галактике.

И наблюдения были продолжены, наиболее активно этим занимались американцы и поляки. Может, это совпадение, а может, сыграла роль национальность Пачинского. К настоящему времени можно говорить о более чем 50 (по сравнению с первыми тремя) обнаруженными явлениями микролинзирования. Анализ результатов наблюдений звезд Большого Магелланова Облака позволяет сделать вывод, что, по крайней мере, половина скрытой массы в виде барионов обязана своим происхождением вкладу маломассивных звезд, то есть с массой от 0,1 до 0,5 массы Солнца, и коричневых карликов. Из чего состоит другая часть барионной компоненты скрытой массы и какова природа ее небарионной составляющей, пока остается загадкой.

Следует отметить, что открытия, сделанные в этой области к сегодняшнему дню, были совершены на небольших наземных телескопах с использованием простых и относительно недорогих средств (фотоэлектрических панорамных приемников и мощных компьютеров). Более того, обнаружены не только эффекты микролинзирования, но и получены высокоточные кривые блеска многих десятков тысяч переменных звезд разных типов. А это – важный вклад не только в проблему скрытой массы, но и в проблему изучения переменных звезд. И все благодаря остроумной идее Пачинского.

В результате точно выявлена, по крайней мере, одна составляющая темной материи или скрытой массы – маломассивные звезды, белые карлики и возможные коричневые карлики, которых оказалось очень много в гало Млечного Пути, много больше, чем до сих пор предсказывалось теорией эволюции звезд. А это – прорыв в науке.

Сильное и слабое гравитационное линзирование

Дэвид Шрамм, считающийся одним из лучших специалистов по теории Большого взрыва, вместе со своими студентами занимался изучением открытого космоса и, в частности, обнаружил, что дейтерий, или тяжелый водород (изотоп водорода, в ядре которого имеется один нейтрон и один протон), мог только разрушаться в звездах, но не создаваться (как могут другие элементы). Поэтому весь дейтерий, который имеется во Вселенной на сегодняшний день, должен был присутствовать и в ранней Вселенной, и можно сделать вывод, что имеющееся сегодня количество дейтерия – это в лучшем случае то его количество из ранней Вселенной. Проведя дополнительные расчеты, можно выяснить, насколько плотной в плане барионов была ранняя Вселенная, чтобы это максимальное количество дейтерия сохранилось с тех времен. Чем плотнее барионная материя, тем сильнее падение «выживаемости» дейтерия. Проведенный анализ показал потолок плотности барионной материи.

Дэвид Шрамм, американский астрофизик (1945–1997)

Шрамм назвал дейтерий «бариометром». Рассуждая аналогичным образом и проведя соответствующие расчеты, можно получить низшее возможное значение для барионной материи. Гелий-3 (два протона плюс нейтрон) мог только создаваться в звездах, а не разрушаться. Соответственно, нынешнее его количество – это, по крайней мере, количество из ранней Вселенной. Какой должна была быть плотность барионов в ранней Вселенной, чтобы выжило это минимальное количество гелия-3? Отсюда получается низшее значение плотности барионной материи.

Используя физику частиц для установления верхней и нижней границ плотности барионной материи во Вселенной, Шрамм определил значение омеги для барионной материи – около 0,1. Но это значение ничего не говорило о небарионной материи, как, впрочем, ничего не было сказано и о значении омеги для общего количества материи.

«Взвешивание» Вселенной на различных весах давало омегу в районе 0,2, возможно, выше. Одно это расхождение (0,1 барионной материи против 0,2 общего количества материи) являлось доказательством существования небарионной материи. В теории Большого взрыва эта материя могла иметь только один источник – тот же самый, что протоны, нейтроны, фотоны и все остальное во Вселенной: первичная плазма.

Если специалисты, занимающиеся физикой частиц, и не знали, что это, они знали, что, как и все остальные частицы, эти должны были идти потоком через Вселенную с первой секунды ее существования и должны были быть или быстрыми, или медленными. Легкие частицы, которые двигались на скоростях, приближающихся к скорости света, назвали горячей темной материей. Более тяжелые частицы и, соответственно, более медленные, которые прикреплялись к галактикам и двигались на той же скорости, что звезды и газ, назвали холодной темной материей. Но два вида темной материи – горячая или холодная – давали два противоположных эволюционных сценария Вселенной. При горячей темной материи сценарий развивался «от сложного к простому». При холодной темной материи, наоборот, «от простого к сложному».

Проводившиеся в начале 1980-х годов наблюдения показали, что наша галактика, Млечный Путь, является частью местного сверхскопления галактик, а сверхскопления разделены огромными пустотами. Это подтверждало модель с холодной темной материей, и к середине десятилетия большинство ученых склонялись к этому варианту. Затем, с конца 1980-х годов, ученые стали использовать красное смещение для составления карт Вселенной. В период с 1997 по 2002 год были представлены карты 221000 галактик. К настоящему времени мы можем говорить о картах уже порядка 900000 галактик. И во время этих наблюдений ученые обнаружили, что чем дальше во Вселенную они заглядывают (то есть чем дальше назад во времени), тем меньше сложности они видят. Проще говоря, чем ближе к настоящему времени, тем сложнее картина.

Первыми сформировались галактики при красном смещении от 9 до 12 млрд лет назад. Затем эти галактики собрались в скопления, при красном смещении меньше 6 млрд лет назад. А сегодня (в космическом смысле) эти скопления собираются в сверхскопления. То есть вначале материя собиралась в малые структуры, а эти малые структуры продолжали собираться вместе. Очевидно, что история Вселенной шла от простого к сложному, то есть это соответствует модели холодной темной материи.

В результате проводившихся наблюдений на карты наносились источники света. Они показывали, где находятся галактики, а ученым приходилось делать умозаключения по поводу того, где находится темная материя. В 2006 году проводился Обзор Эволюции Космоса (проект получил сокращенное название COSMOS – от англ. Cosmic Evolution Survey), в результате которого была выпущена карта темной материи. Участники проекта изучали результаты работы телескопа «Хаббл» – 575 полученных снимков тех случаев, когда две галактики или два скопления галактик выстраивались одна (одно) за другой (другим). Как и в случае применения техники микролинзирования для выявления несветящихся тел MACHO, здесь также полагались на концентрацию массы, искажающую свет от более далекого источника. Использовалось слабое гравитационное линзирование, которое связано с распределением масс во Вселенной.

В основе любого линзирования лежит эффект искривления пространства вблизи массивного тела, а следовательно, и эффект искривления световых лучей. Хотите представить, что происходит? Возьмите кусок ткани, натяните его на жесткую рамку. В отсутствие массивного тела на этой поверхности она останется ровной и плоской, в случае же появления массивного тела поверхность деформируется, искривляясь под его весом.

Различают сильное и слабое гравитационное линзирование. Главная ценность любого линзирования состоит в том, что оно позволяет собрать данные не только и не столько о наблюдаемом объекте, изображение которого искажается линзой, сколько о самой «линзе», ее свойствах и параметрах. При слабом линза только искажает форму и видимые положения удаленных объектов. При сильном линзировании влияние линзы настолько велико, что изображение наблюдаемого объекта расщепляется на несколько изображений, они образуют кольца, дуги и другие более сложные фигуры. Имея изображение, полученное в результате сильного линзирования, можно восстановить массу центральной части «линзы», а следовательно, если в качестве линзы используется скопление галактик, мы получим массу центральной части скопления. По слабому линзированию мы можем с определенной степенью достоверности оценить форму (вытянутость) удаленных источников, линзируемых скоплением галактик, и из этого получить пространственное распределение массы «линзы». Результаты оценки массы линзирующих галактик и их скоплений сами по себе представляют интерес для внегалактической астрономии, но самое главное – это возможность использовать полученные результаты для решения проблемы темной материи.

На гравитационные линзы возлагаются большие надежды. Несмотря на все свое оптическое несовершенство даже в сравнении с линзами обычных очков они позволяют «увидеть» невидимое – вещество, не излучающее ни в одном из оптических диапазонов. Но оно, к счастью для нас, отклоняет лучи света, приходящие от более удаленных объектов, расщепляя и искажая их изображения.

Современные ученые наблюдают взаимодействующие или, правильнее будет сказать, сталкивающиеся скопления галактик. Потом находятся гидродинамические аналогии, описывающие столкновения конечных объемов жидкости или газа. Это могут быть брызги, возникающие при падении капель в чашку с водой, разбегание кругов по поверхности воды. В космосе происходит что-то похожее. Результат (естественно, после соответствующей обработки изображений) можно увидеть воочию.

Кольцевую форму называют «кольцом Эйнштейна». Механизм формирования такой же, как и у колец на поверхности воды: взаимодействие двух массивов частиц. Однако его природа совсем иная: его частицы – это частицы темной материи.

Участники проекта Обзора Эволюции Космоса 2006 года регистрировали не отдельные события, когда одни объекты проходили перед другими, а постоянные «отношения» между ними, которые, с точки зрения целей наблюдателей, можно было считать стационарными относительно друг друга, – речь шла о галактиках и скоплениях галактик. Свет от объекта на переднем плане говорил астрономам, сколько там кажущейся массы. А эффект гравитационного линзирования объекта на заднем плане показывал, сколько реальной массы на переднем плане. Разница между двумя показателями – и есть темная материя.

Карта, составленная участниками проекта, была трехмерной: она показывала и глубину. Это как если сравнивать карту, показывающую дороги, с картой, на которой построены горы и равнины, которые эти дороги пересекают. А поскольку смотреть дальше в космос означает смотреть в более далекое прошлое, карта участников проекта также показала и «как горы с долинами» оказались там где оказались – то есть как эволюционировала темная материя. Члены команды стали называть свой подход «космопалеонтологией». Получилось, что темная материя вначале коллапсировала, то есть схлопнулась, а потом те центры, в которых произошло схлопывание, выросли в галактики и скопления галактик. Этот образ опять получился соответствующим версии холодной темной материи.

Пожалуй, самое известное непрямое доказательство существования темной материи было получено тоже в 2006 году Дугласом Клоуи, который тогда работал в университете Аризоны и занимался так называемым «скоплением Пули». Весь мир облетела фотография столкновения двух скоплений галактик, которые вместе и получили название «скопление Пули».

Это словосочетание стало синонимом темной материи. Скопление находится на расстоянии 3,4 млрд световых лет от Земли. Кроме вещества видимых галактик на фотографии видны два облака газа, ярко излучающих в рентгеновских лучах. Как известно, темная материя не видна при прямых наблюдениях, карты ее распределения были составлены на основе регистрации далеких галактик с использованием гравитационного линзирования. Клоуи наблюдал столкновение рентгеновских лучей и использовал гравитационное линзирование, а потом отделил видимый газ от невидимой массы. Наблюдаемый в рентгеновских лучах газ от обоих скоплений собирался в центре столкновения, где атомы вели себя так, как обычно ведут атомы – привлекали друг друга. Тем временем темная материя, как казалось, собиралась по обеим сторонам от точки столкновения. Если провести земную аналогию, можно сказать, что произошло крушение поездов после столкновения, а несколько вагонов с темной материей из обоих поездов неслись, подобно призракам, прямо сквозь то, что осталось.

Распространению фотографии помогло НАСА, которое для наглядности ее раскрасило: видимый газ красным цветом, а темную материю голубым. Одно облако газа похоже на изображение ударной волны от летящей пули, которое знакомо многим по учебникам. Облако изменило свою форму во время столкновения двух скоплений галактик. В результате этого столкновения образовалось бóльшее скопление, получившее название скопление Пули (эту знаменитую фотографию вы видите на обложке настоящей книги).

Имеющаяся в скоплении темная материя взаимодействовала с обычной материей только посредством гравитационных сил. Явное разделение темной материи указывает на то, что темная материя действительно существует. В газетах, где печаталась фотография, заголовки гласили: «НАСА находит прямое доказательства существования темной материи». С этим не согласился Дуглас Клоуи, который заявил, что «прямым» доказательством будет «поимка частицы». А разве такое возможно? Ее нельзя поместить в бутылку и привезти вашей тетушке в Миссури.

Частицы-претенденты

Какие же частицы претендуют на роль темной материи? Я уже упоминал некоторые из них выше. Теоретики придумали множество версий частиц темной материи, а экспериментаторы сконструировали и опробовали различные детекторы, предназначенные для их регистрации. Например, поиск бозона Хиггса занял в общей сложности 23 года (1989–2012) и проводился он на трех коллайдерах: Большом электрон-позитронном коллайдере, Тэватроне и Большом адронном коллайдере. Темную материю с 1990 года ищут на десятке установок, но пока безуспешно.

Теперь давайте рассмотрим эти частицы более подробно. В первую очередь это аксион – гипотетическая нейтральная элементарная частица, которую в 1977 году предложили американский физик итальянского происхождения Роберто Печчеи, работающий в Калифорнийском университете в Лос-Анджелесе, и австралийка, работающая в Гарвардском университете, Хелен Куинн. Роберто Печчеи и Хелен Куинн пытались разрешить проблему теории сильных ядерных взаимодействий – квантовой хромодинамики. В ее основное уравнение не заложено сохранение CP-симметрии, которая осуществляет зеркальное отражение и меняет частицы на античастицы. Нарушение симметрии должно приводить к появлению у нейтрона дипольного электрического момента, а этого в экспериментах не наблюдается. Печчеи и Куинн предложили красивую модель, снимающую это противоречие. Из нее вытекает существование легких стабильных частиц, которые не несут электрических зарядов, но в сильных магнитных полях индуцируют возникновение фотонов. Это и есть аксионы. Позднее космологи показали, что аксионы могут быть вполне приемлемыми кандидатами в частицы темной материи.

Роберто Печчеи, американский физик (род. в 1942)

Хелен Куинн, австралийский физик (род. в 1943)

Правда, название аксион придумали не Печчеи с Квинн, а другой физик, американец Фрэнк Вильчек, лауреат Нобелевской премии по физике 2004 года. Axion – это марка стирального порошка, и частица по задумке должна была «очистить» квантовую хромодинамику от проблемы сильного CP-нарушения. То есть физики обнаружили нарушение определенной симметрии в природе, при котором законы физики переставали работать, если частицу и античастицу поменять местами. Поэтому и была предложена частица с определенными свойствами, которая эту проблему решит.

Аксион должен распадаться на два фотона, а его масса зависит от величины вакуумного ожидания полей Хиггса. Аксион должен составлять одну триллионную массы электрона. То есть если аксионы существуют, они будут в триллион раз легче электрона (согласно теоретическим оценкам, их массы измеряются всего лишь миллионными долями электронвольта), и шанс на их взаимодействие или соединение с барионной материей ничтожно мал. Но это на сегодняшний день кандидат номер один на небарионную составляющую скрытой массы (или темной материи) в космологии. Великое множество таких частиц могло родиться вскоре после Большого взрыва и обеспечить недостающую массу.

Брукхейвенская национальная лаборатория. В ней постоянно работает более 3000 ученых. Открытия, совершенные в лаборатории, были награждены семью Нобелевскими премиями

Эксперименты по обнаружению аксиона проводятся с 1990-х годов, а в ЦЕРН – Европейском центре ядерных исследований – начиная с 2003 года. ЦЕРН – крупнейшая в мире лаборатория физики высоких энергий, и ее основная цель – эксперименты в области физики частиц.

Также в Ливерморской национальной лаборатории в Калифорнии проводится эксперимент под названием ADMX (сокращение от Axion Dark Mater Experiment – эксперимент по поиску аксиона и темной материи). Участники этого эксперимента основываются на предположении, что аксионы образуют невидимое гало Млечного Пути. Они используют сильное магнитное поле для конверсии аксионов в радиочастотные фотоны. Процесс усиливается с помощью резонансной полости, настраиваемой на частоты в диапазоне от 460 до 810 МГц, в соответствии с предсказываемой массой аксиона.

В 2007 году в немецкой ускорительной лаборатории DESY стартовал эксперимент «Поиск любой легкой частицы» (Any Light Particle Search, ALPS-I), завершенный в 2010 году. В настоящее время в DESY готовится гораздо более эффективный эксперимент ALPS-II, который, возможно, позволит обнаружить свидетельства существования слабовзаимодействующих легких частиц.

Но пока аксионы не удалось обнаружить. Считается, что рождение аксионов внутри звезды привело бы к ее ускоренному охлаждению. Также высказывались предположения, что один из возможных механизмов нагрева нашего Солнца – это излучение Солнцем аксионов или аксионоподобных частиц, которые превращаются в фотоны в областях с сильным магнитным полем. А аксионы, летящие от Солнца, в магнитном поле Земли могут превращаться в фотоны с энергией рентгеновского диапазона.

Однако ряд ученых пришел к выводу, что под влиянием сильного магнитного поля аксион может дезинтегрировать в фотон, а вот это способен определить детектор. В 1989 году в Брукхейвенской национальной лаборатории в Аптоне, штат Нью-Йорк, одной из 16 национальных лабораторий Министерства энергетики США, принялись за создание такого детектора. Фактически было построено два. Какое-то время один из них – медный цилиндр высотой до пояса среднего человека – выставлялся среди других аппаратов, которые показывают посетителям лаборатории. Но они не смогли обнаружить аксион. Правда, стоимость эксперимента составила от 1 до 2 % почти 60 млн фунтов стерлингов, которые ежегодно тратятся по всему миру на две-три дюжины экспериментов по поиску вимпов. Такие эксперименты идут постоянно.

Следующий кандидат – нейтрино, название которого происходит от итальянского слова, которое можно перевести как «нейтрончик», то есть маленький нейтрон. Это стабильная незаряженная элементарная частица с очень малой массой, долго считалось, что с нулевой. Нейтрино очень слабо взаимодействуют с любой материей. Нейтрино, в отличие от аксиона, не гипотетическая частица. Считается, что звезды, кроме света, излучают большой поток нейтрино, а на поздней стадии эволюции звезды за счет нейтрино уносится до 90 % излучаемой энергии.

Подробно про нейтрино я рассказывал в книге «Pro антиматерию» («Страта», СПб, 2015). Здесь я хочу только упомянуть основные направления исследований в области нейтринной астрофизики, проводимые в настоящее время. Это исследование внутреннего строения Солнца, исследование гравитационного коллапса массивных звезд, поиск темной материи. Также ведется поиск нейтрино, идущих от объектов, в которых происходит ускорение космических лучей, таких как бинарные звездные системы, туманности, образовавшиеся после взрыва сверхновых звезд, ядра активных галактик, источники гамма-всплесков. Ведется поиск нейтрино из недр Земли и исследование темпа формирования массивных звезд в ранние эпохи по диффузному потоку нейтрино от всех гравитационных коллапсов.

В июне 2005 года было решено объединить самые крупные детекторы нейтрино на четырех континентах с целью впервые дать заблаговременный и, главное, достоверный прогноз вспышкам сверхновых в нашей галактике. Детекторы соединили в единую сеть, получившую название SNEWS (SuperNova Early Warning System – система раннего оповещения о сверхновых). Результаты круглосуточного мониторинга направляются на центральный компьютер, расположенный в Брукхейвенской национальной лаборатории в США.

К гипотетическим частицам относится нейтралино, являющаяся кандидатом на роль составляющей холодной темной материи. Напомню про суперсимметрию, предложенную рядом теоретиков: поскольку частицы бывают двух типов, бозоны и фермионы, которые соответственно могут или не могут занимать одно и то же квантовое пространство, между бозонами и фермионами должна существовать суперсимметрия.

В соответствии с теорией суперсимметрии у каждой частицы стандартной модели есть так называемый суперпартнер (или суперпартнеры), чей спин на ½ отличается от собственного спина частицы. Поэтому частицам с полуцелым спином, фермионам, соответствуют суперпартнеры с целым спином, бозоны, а суперпартнерами бозонов являются фермионы. Суперчастицы могут распадаться, но самая легкая из них обязана быть стабильной. Именно ее считают лучшим кандидатом на роль частицы темной материи и пытаются зарегистрировать в большинстве экспериментов. То есть у каждого бозона есть партнер-фермион. У фотона есть фотино, а у нейтрино должен быть нейтралино. Частица нейтралино стабильна, участвует в слабом и гравитационном взаимодействии. Суперпартнеры Z-бозона, фотона и бозона Хиггса (соответственно зино, фотино и хиггсино) имеют одинаковые квантовые числа, они смешиваются и образуют собственные состояния массового оператора, эти состояния и называются нейтралино. Свойства нейтралино зависят от того, какая из составляющих (зино, фотино, хиггсино) доминирует. Из всех теоретически мыслимых версий частицы темной материи ученые предпочитают нейтралино, являющуюся квантовой смесью суперпартнеров фотона, Z-бозона и бозона Хиггса.

Теоретики уже давно пытаются предсказать, сколько этих нейтралино должно было выжить до наших дней, а также массу нейтралино. Когда два этих числа сложили, получилось практически то количество темной материи, которое, по разным оценкам, существует во Вселенной. Физикам также понравилось, что нейтралино никто не изобретал специально для решения проблемы темой материи. Нейтралино «там» есть, а его возможная связь с темной материей – это просто «бонус». Нейтралино – это вимп, о которых я тоже говорил выше. Вимп не взаимодействует через электромагнетизм, а это означает, что мы его не увидим ни на одной длине волны, и редко взаимодействует с атомным ядром. Нейтралино пытаются обнаружить уже с конца 1980-х годов, и особенно активно с 2003 года. Считается что эта частица – «любимчик» у физиков именно благодаря указанным в начале этого абзаца расчетам. Вес нейтралино должен быть в 50, а то и 100 раз меньше массы протона. Но после многих лет экспериментов с нулевым результатом многие склонились в сторону аксиона, назвав его кандидатом номер один.

Гравитон – это гипотетическая элементарная частица без массы, переносчик гравитационного взаимодействия без электрического и других зарядов. Гипотеза о существовании гравитонов появилась благодаря квантовой теории поля и моделированию поведения остальных фундаментальных взаимодействий с помощью подобных частиц: фотоны в электромагнитном взаимодействии, глюоны в сильном, бозоны в слабом. Аналогично за гравитационное взаимодействие должна отвечать некая элементарная частица. Термин был предложен в 1930-х годах, считается, что его авторы русские ученые Д. Блохинцев и Ф. Гальперин. Нельзя исключать, что гравитоны являются квазичастицами, удобными для описания слабых гравитационных полей в масштабах длины и времени, которые существенно больше планковской длины и планковского времени, но непригодными для описания сильных полей и процессов с характерными масштабами, близкими к планковским. В теориях супергравитации вводится гравитино – суперпартнер гравитона, как нейтралино у нейтрона.

Как ищут вимпы? Используются прямые и косвенные методы. Прямой поиск – это выявление их столкновений с ядрами обычной материи, служащей рабочим телом детектора. Считается, что в 1 м3 пространства вблизи земной поверхности содержится от нескольких сотен до нескольких тысяч вимпов. При столкновениях они теряют часть кинетической энергии и отдают ее детектору. Подобные столкновения происходят всего несколько раз в сутки, выделяемая энергия очень мала, но их можно зарегистрировать и отделить от столкновений с космическими лучами и земными радионуклидами. При отскоке ядра могут излучаться кванты света, которые уловят фотоумножители. При столкновении с вимпом атом может превратиться в ион, потерять часть электронов, которые можно детектировать.

Если в качестве рабочего тела используется материя в твердом состоянии, столкновения возбуждают колебания кристаллической решетки, и их тоже можно отследить. В реальных экспериментах три указанных выше способа можно скомбинировать. Самыми чувствительными детекторами вимпов являются установки на жидком ксеноне. В них используется комбинированный подход. Косвенный поиск темной материи обычно направлен на регистрацию гамма-квантов, которые могут родиться при столкновениях вимпов в дальнем космосе и, например, внутри Солнца. Поскольку природа вимпов неизвестна, пока никто в точности не знает, что нужно искать и как интерпретировать полученные результаты.

Ведется и поиск виспов, в первую очередь аксиона, о чем я уже упоминал выше. Эту легкую стабильную незаряженную частицу, теоретически предсказанную в рамках квантовой хромодинамики для объяснения отсутствия нарушения CP-симметрии, сложно обнаружить, но в сильных магнитных полях аксион может индуцировать возникновение фотонов. Именно этот эффект и используется в экспериментах по поиску аксионов, которые условно можно назвать «свет сквозь стену». Во время экспериментов лазерное излучение направляется на непрозрачную стенку, перед и за которой установлены сверхпроводящие магниты, генерирующие мощное магнитное поле. Существует вероятность, что фотон в сильном магнитном поле перед стенкой превратится в аксион, который пройдет сквозь преграду, а затем снова в фотон, который уже можно обнаружить с помощью очень чувствительных детекторов.

Возможно, поиск не очень успешен, так как для этого не хватает денежных средств, в особенности во время экономического кризиса. Если аксион и существует, его можно зарегистрировать лишь в очень сильных магнитных полях, где он превращает виртуальные фотоны в реальные. Для этого отлично подошли бы 18-тесловые магниты, которые уже есть на рынке и используются, еще лучше – экспериментальные 32-тесловые. Они стоят больших денег, а их не так просто получить. Те, кто в США финансирует эту область физики, не слишком верят в существование аксионов, считая, что есть гораздо более важные проекты, а в других странах ими практически не занимаются.

Южный полюс

А теперь перенесемся на континент самого юга Земли, в Антарктиду. Центр Антарктиды примерно совпадает с южным географическим полюсом. 21 июля 1983 года в Восточной Антарктиде на советской антарктической станции «Восток» была зарегистрирована самая низкая температура воздуха на Земле за всю историю метеорологических измерений: 89,2 °C ниже нуля. Район считается полюсом холода Земли.

9 декабря 2013 года на конференции Американского Географического Союза группа американских исследователей сообщила о том, что 10 августа 2010 года температура воздуха в одной из точек Антарктиды опускалась до –93,2 °C (–135,8 ° Ф). Данные были получены в результате анализа переданной со спутника НАСА информации. Однако это значение не было зарегистрировано в качестве рекордного, поскольку определено в результате спутниковых измерений, а не с помощью термометра. Средние температуры зимних месяцев (в Антарктиде это июнь, июль и август) – от –75 до –60 °C, а летних – от –50 до –30 °C; на побережье зимой от –35 до –8 °C, а летом 0–5 °C. Помимо полюса холода, в Антарктиде располагаются точки самой низкой относительной влажности воздуха, там дует самый сильный и продолжительный ветер и зафиксирована самая интенсивная солнечная радиация. Это самый высокий континент на планете Земля, средняя высота поверхности континента над уровнем моря составляет более 2000 м, а в центре континента достигает 4000 метров. На тихоокеанском побережье расположены горы Антарктические Анды, их высота превышает 4000 м; самая высокая точка континента – 4892 м над уровнем моря в горах Элсуорт. Сам полюс находится на высоте немного выше 2800 м, причем 2700 из них всегда покрыты льдом. Антарктида отличается крайне суровым холодным климатом.

Американцы постоянно работают в Антарктиде с 1956 года. Конечно, условия работы изменились по сравнению с начальными, и новая базовая станция, официально открытая в 2008 году, больше напоминает круизный корабль. На ней могут одновременно жить 200 человек, там имеется фитнес-центр, спортзал, оранжерея, кинозалы, столовая работает круглосуточно, а Интернет – 9 часов в сутки, когда соответствующие спутники находятся над горизонтом.

В Антарктиде ученых больше всего интересует так называемый телескоп Южного полюса, появившийся там в 2006 году. Это один из самых крупных телескопов на поверхности Земли, он установлен на американской полярной станции «Амундсен – Скотт», а она в свою очередь – на самом Южном полюсе. Его диаметр составляет 10 м, высота 22 м, а вес 280 тонн. Стоимость – 19,2 млн долларов. Для строительства пришлось перевезти 235 метрических тонн материалов, причем обходными путями. Вначале грузы доставлялись в Крайстчерч в Новой Зеландии, одной из самых близко расположенных к Антарктиде стран. Уже оттуда, фактически из аванпорта Крайстчерча Литтлтона они переправлялись на антарктическую станцию Мак-Мердо на побережье Антарктиды. Это крупнейшее поселение, порт и исследовательский центр на шестом континенте. А уже оттуда было совершено 25 рейсов военно-транспортными самолетами, которые за один раз могли понять по 4500 кг.

Телескоп на Южном полюсе – это в некотором роде матрешка. Он состоит из многих частей, например, имеется специальная защита для антенны, блокирующая как можно больше света с земли – и множество составляющих внутри, предназначение которых понятно только узкому специалисту.

Телескоп Южного полюса расположен на высоте 2830 метров в окружении льдов. Этот телескоп был построен в первую очередь для изучения реликтового излучения. Как говорят сами ученые – это активный инструмент, зондирующий эволюцию Вселенной. Он ищет реликтовое излучение, получая все больше информации, больше деталей, уменьшая вероятность ошибки.

Проект финансируется Национальным фондом содействия развитию науки, в работе участвуют представители разных университетов. Холод, ветер, лед не мешают работе телескопа, но представляют трудности для обслуживающего его персонала, астрономов и астрофизиков, проводящих на нем исследования. С другой стороны, чистый и разреженный воздух Южного полюса является благом для всех: меньше искажений попадает в получаемые изображения. Самым важным для астрономии является сухость воздуха. Даже малые количества влаги могут поглощать микроволновые сигналы, а это значит, что фотоны не дойдут до телескопа. Эти испарения сами могут излучать сигналы такого же рода, а это в свою очередь означает, что наблюдатели могут ошибиться и принять влажность за историю. Технически, Антарктида – пустынный климат, снег идет редко. Снег на самом полюсе – это результат работы ветра, который миллионы лет приносит его сюда с периферийных частей континента. Вода практически не испаряется в атмосферу и не приносится от далекого и расположенного на три километра ниже океана. Потрескавшиеся от сухости руки у людей, работающих в Антарктиде, не заживают неделями, зато не приходится бороться с потом.

Место выбрано не случайно – фактически это лучшие условия для занятия астрономией на Земле. Следует отметить стабильность атмосферы из-за отсутствия нагревания и охлаждения, которые бывают там, где каждый день встает и садится Солнце.

В этой книге уже говорилось о теории возникновения Вселенной и ее «поведении» сразу после Большого взрыва. Проверить их можно только через косвенные наблюдения. Согласно основной принятой теории, всего через 10–36 секунд после Большого взрыва начался этап экспоненциального расширения, или инфляция. Источником этого процесса была некая энергия с отрицательной плотностью. Инфляционная теория объясняет неравномерность реликтового излучения и темную энергию. К тому же все оставляет следы.

Внезапная остановка инфляции должна была послать сквозь Вселенную гравитационные волны. В отличие от электромагнитных, эти волны легко могли пройти сквозь молодую непрозрачную Вселенную. Их частота и амплитуда связана со свойствами Вселенной в момент окончания инфляции.

В настоящее время разрабатываются эксперименты по регистрации гравитационных волн, предсказываемых общей теорией относительности. Аппаратура, установленная на Южном полюсе, должна их заметить, хотя пока этого не произошло. Она направлена на регистрацию самых мощных гравитационных волн, возникающих при столкновении двух черных дыр. Остатки древних волн тем более недоступны, опять же приходится обращаться к косвенным методам наблюдения, и снова – к реликтовому излучению. Оно должно хранить следы древних гравитационных волн.

Одна из камер телескопа Южного полюса (а к нему регулярно добавляется новое оборудование) предназначена для различения поляризации в реликтовом излучении. Это явление возникает при рассеивании электронов в излучении, но воздействие гравитационных волн должно слегка изменять картину. Продвигаясь через пространство и время, волна немного сдвигает электроны, из-за чего поляризация реликтового излучения меняется. Это изменение очень незначительно.

Кроме изменения поляризации из-за волн присутствуют намного более сильные изменения из-за неравномерно распределения материи, а значит и рассеиваемых электронов, во Вселенной. С помощью установленной аппаратуры американцы надеются запечатлеть происходившее в триллионную в третьей степени долю секунды после рождения Вселенной. Только что родившаяся Вселенная была невероятно плотная, горячая и наполненная мощным излучением. По мере расширения и остывания Вселенной наполнявшее ее вначале излучение становилось не таким заметным. Длины волн изначального излучения удлинялись вместе со Вселенной, и теперь, почти 14 млрд лет спустя, нам осталось от тех времен только слабое микроволновое излучение.

Исследование реликтового излучения – основной способ проникновения в тайны прошлого, в первые секунды после рождения Вселенной. Например, около 20 лет назад изучение еле заметных вариаций в интенсивности реликтового излучения в пространстве показало, что материя в молодой плотной Вселенной была распределена неравномерно. Там, где она незначительно скопилась, затем появились галактики.

Реликтовое излучение – фоновое космическое излучение, спектр которого близок к спектру абсолютного черного тела с температурой около 3К. Оно наблюдается на волнах от нескольких миллиметров до десятков сантиметров, оно практически изотропно. Происхождение реликтового излучения связывают с эволюцией Вселенной, которая в прошлом имела очень высокую температуру и плотность излучения.

Читатели помнят, что в соответствии с теорией Большого взрыва ранняя Вселенная представляла собой горячую плазму, которая состояла из электронов, барионов и фотонов. Фотоны постоянно взаимодействовали с остальными частицами плазмы, сталкиваясь с ними и обмениваясь энергией. Излучение находилось в состоянии теплового равновесия с веществом, а его спектр соответствовал спектру абсолютного черного тела. Но шло расширение Вселенной, и красное смещение приводило к остыванию плазмы, а электроны получили возможность соединяться с протонами (ядрами водорода) и альфа-частицами (ядрами гелия), таким образом появлялись атомы. Свободного пространства между частицами стало больше, заряженных частиц меньше, фотоны перестали так часто рассеиваться и смогли свободно перемещаться в пространстве, практически не взаимодействуя с веществом. Реликтовое излучение и составляют те фотоны, которые были в то время излучены плазмой, избежали рассеяния и до сих пор достигают Земли через пространство продолжающей расширяться Вселенной. Реликтовое излучение было предсказано еще в 1948 году Георгием Гамовым, Ральфом Альфером и Робертом Германом.

Один из ветеранов работы на Южном полюсе – Уильям Хольцапфель, астрофизик из Калифорнийского университета в Беркли, он начинал работать в Антарктиде, когда телескопа Южного полюса еще не было. Еще в студенческие годы он заинтересовался теорией Большого взрыва и принимал участие в нескольких проектах по его моделированию. Теперь ученый занимается поиском реликтового излучения в наиболее подходящих для этого условиях на планете Земля.

Телескоп Южного полюса – еще один из дюжин экспериментов, связанных с темной энергией, которые проводились и продолжают проводиться в XXI веке. Ученые исследуют эволюцию структуры Вселенной со времени Большого взрыва до того состояния, которое мы наблюдаем сегодня. Как говорит Уильям Хольцапфель, его цель – попробовать определить, как Вселенная стала такой, как сегодня. Более того, телескоп должен заглянуть и в будущее. То есть Хольцапфель интересуется и судьбой Вселенной, тем самым, чем занимались группы Сола Перлмуттера и Брайана Шмидта.

Исследование природы темной энергии

Сол Перлмуттер признавался, что уже в 1998 году, когда он сдавал статью о своих открытиях в «Астрофизический журнал», то думал о следующем шаге в поиске и изучении сверхновых. Как открыть наибольшее из возможных количество сверхновых? Очевидным ответом был космический телескоп. «Хаббла», как понимал Перлмуттер, недостаточно, причем по нескольким причинам. Во-первых, сложно забронировать время. Во-вторых, возможности обзора «Хаббла» недостаточны для грандиозных проектов по сверхновым. Перлмуттер с коллегами и Министерство энергетики пришли к выводу, что им нужен свой собственный телескоп в космосе. Начались разработки с использованием новейших достижений науки и техники. Но строительство космического зонда для изучения сверхновых (проект получил название SNAP – Supernova Acceleration Probe) не могло обойтись без вмешательства НАСА, поскольку требовалось 600 млн долларов. Однако НАСА не склонно выделять такие суммы для ученых, когда не видит реальной пользы проекта для себя.

В 2004 году НАСА назначило комиссию для всесторонней оценки проекта. Естественно, встал вопрос, смогут ли ученые с помощью этого проекта узнать все, что им нужно, о сверхновых, темной материи и темной энергии? Ученые пытались объяснить, что в рамках одного проекта невозможно узнать все о темной энергии, с точным определением которой не определились до сих пор. В результате они получили отказ.

К этому времени по картам космического фонового излучения уже вывели форму Вселенной, это дало основание считать, что масса Вселенной намного больше, чем предполагалось ранее. А Сол Перлмуттер с коллегами, изучавший красное смещение сверхновых типа Ia с целью определения скорости расширения Вселенной, сделал открытие: эти сверхновые в действительности на 17–25 % более тусклые, чем предполагалось по теории Большого взрыва. Они дальше от нас, чем показывали прежние прогнозы, и скорость расширения Вселенной растет. После фактически одинаковых открытий Сола Перлмуттера и группы Брайана Шмидта, о которых подробно рассказывалось выше, ученые пришли к выводу, что должна существовать отрицательная гравитация. Вот ее и назвали темной энергией, и все ученые мира принялись за формулировку теории.

Осенью 1999 года Национальный научно-исследовательский совет инициировал исследование для ответа на вопрос, чего может достичь наука на пересечении астрономии и физики. Члены Совета хотели получить ответы и на другие вопросы: что такое темная материя? что представляет собой природа темной энергии?

Обратите внимание: природа. То есть не что это, а как себя ведет. Астрономам, занимающимся темной энергией, предстояло ответить на вопрос, на который уже приходилось отвечать тем, кто занимался темной материей: как увидеть то, что увидеть невозможно? И им также пришлось расширять свое понимание понятия «видеть». И целью стало не обнаружение темной энергии, а определение темной энергии.

В космологии темной энергией считается вид энергии, введенный в математическую модель Вселенной ради объяснения ее наблюдаемого расширения, которое ускоряется. Сущность может объясняться по-разному. Фактически вариантов объяснения два. Во-первых, космологическая постоянная, то есть неизменная энергетическая плотность, равномерно заполняющая пространство Вселенной. Получается, что нужно повторно ввести космологическую постоянную Эйнштейна, указывающую на то, что пространство само противодействует гравитации. В таком случае выходит, что темная энергия не меняется в пространстве и времени. Во-вторых, квинтэссенция, то есть динамическое поле, энергетическая плотность которого может меняться в пространстве и времени.

По мере того как плотность пространства уменьшилась примерно 5–6 млрд лет назад, темная энергия взяла верх, и расширение Вселенной стало ускоряться. Если энергетическая плотность не меняется, то Вселенная расширяется и плотность материи уменьшается, а влияние темной энергии при этом будет становиться все больше, что в свою очередь приведет к все более быстрому расширению, и в конце нас ждет Большой мороз. Если темная энергия меняется в пространстве и времени, это будет какое-то динамическое поле, ранее неизвестное физике, и оно может или ускорить, или замедлить расширение Вселенной в далеком будущем. Поскольку энергия и масса взаимозаменяемы (вспомним знаменитую формулу Эйнштейна, в соответствии с которой E = mc²), темная энергия может составлять большую часть массы во Вселенной – чуть ли не до 73 %.

Из-за сложностей с определением темной энергии НАСА, Национальный фонд содействия развитию науки и Министерство энергетики США создали специальную группу. Она получила название «Рабочая группа для решения вопроса темной энергии» и представила результаты работы в 2006 году. Фактически члены группы рекомендовали четыре способа исследования природы темной энергии.

Первый способ был связан с дальнейшим изучением сверхновых типа Ia. За последние 30 лет методы и возможности очень сильно изменились. Теперь ученым не нужно проводить все время исследования на высоте около 4000 м, как, например, на спящем гавайском вулкане обсерватории Мауна Кеа, где у их предшественников от разреженного воздуха кружилась голова. Вначале они просто спустились в офисное здание, расположенное на 3300 м ниже, а еще через несколько лет смогли разъехаться по своим кабинетам в Беркли или Кембридже. Например, один ученый из «Фабрики по обнаружению ближних сверхновых» получил серьезную травму, но не пропустил ни одного наблюдения. 30 лет назад он «выпал бы из обоймы» до тех пор, пока снова не смог бы подниматься к телескопам. А теперь с помощью домашнего компьютера можно проводить мониторинг телескопа на тех же Гавайях, одной рукой поглаживая собаку и не вставая с кресла.

Обсерватория Мауна Кеа, ее телескопы установлены на высоте от 3730 м до 4190 м над уровнем моря, на спящем вулкане

«Фабрика по обнаружению ближних сверхновых» создавалась, чтобы ежегодно открывать от 150 до 200 сверхновых, из которых 50–60 относились бы к типу Ia. И это была не единственная подобная фабрика. Например, участники канадско-французско-гавайского проекта «Обзор наследия сверхновых» работали в упомянутой обсерватории Мауна Кеа на Гавайях. Территория обсерватории принадлежит и сдается в аренду Гавайским университетом.

Участники этого проекта за десятилетие открыли порядка 500 сверхновых типа Ia. Группа по поиску сверхновых Астрофизического центра открыла 185 сверхновых. Группа по обзору сверхновых Ликской обсерватории неподалеку от города Сан-Хосе, Калифорния, наблюдала около 800 сверхновых. Участники проекта «Слоуновский цифровой небесный обзор» открыли около 500.

По ряду причин имело значение количество. Например, члены «Фабрики» говорили, что астрономы никогда не смогут узнать истинную яркость сверхновых. Для ведения поисков в 1990-х годах они изобрели методы стандартизации сверхновых. Но чтобы сделать измерения более точными, им требовалось много ближних сверхновых самого разного вида, чтобы это разнообразие обеспечило основу для сравнения с видами дальних сверхновых, которые им может подкинуть природа.

Вспомним Адама Рисса и сверхновую SN 1997f, о наблюдении которой он рассказал на симпозиуме «Темная Вселенная» в 2001 году. Ученый представил доказательства того, что Вселенная в один момент «повернулась», то есть перешла от замедления расширения к ускорению расширения, замедление происходило при гравитационном притяжении материи, а ускорение пошло под влиянием контргравитационной силы темной энергии. На основании своих открытий и выводов Рисс запросил выделить время на телескопе «Хаббл» для дальнейшего изучения сверхновых, и в 2003 году его группа объявила, что определено время, когда Вселенная совершила этот разворот – примерно 5 млрд лет тому назад. В 2004 и 2006 годах команда представила доказательства того, что даже когда темная энергия проигрывала схватку с материей (девять млрд лет назад), темная энергия во Вселенной все равно присутствовала.

Еще один метод, рекомендованный «Рабочей группой для решения вопроса темной энергии», – это использование барионных акустических осцилляций, или БАО. Это рябь плотности галактик или волны плотности в сверхбольших масштабах, сбивающие вещество в пузыри. Еще в 1970 году Джим Пиблс говорил звуковых волнах (акустических осцилляциях), которые проходили через первобытный газ с пиками интенсивности с интервалом в 436000 световых лет. По мере расширения Вселенной периоды между пиками интенсивности тоже удлинялись и в настоящее время составляют 476 млн световых лет. На пиках этих очень больших волн формировались галактики, и на основании распределения галактик по различным эпохам астрономы могут увидеть, как интервалы между пиками менялись со временем – и таким образом, как быстро расширялась Вселенная.

Если сверхновые типа Ia ведут себя как стандартные свечи, то интервалы между пиками – как стандартная линейка. Но 476 млн световых лет – это большой участок неба даже для космологии. Технически приложить «линейку» к карте было невозможно до 2005 года – до тех пор, пока участники проекта «Слоуновский цифровой небесный обзор» не нанесли на карту месторасположение 46748 галактик. Это был проект широкомасштабного исследования изображений и спектров звезд и галактик, названный в честь Альфреда Слоуна. Ставилась цель провести картографирование 25 % небесной сферы, получить снимки более 100 млн объектов и спектров для 1 млн объектов. Участники использовали 2,5-метровый широкоугольный телескоп в обсерватории Апачи-Пойнт в штате Нью-Мексико.

Третий метод – слабое гравитационное линзирование, о котором я рассказывал выше. Предлагалось использовать искажение луча света от далеких галактик из-за гравитационного влияния находящихся на переднем плане скоплений галактик. Астрономы уже использовали этот метод для «взвешивания» темной материи, определяя формы миллионов галактик на различных расстояниях, что позволяло прозондировать массу вклинивающихся скоплений. После 1998 года слабое линзирование стали использовать для определения количества скоплений на протяжении эволюции Вселенной. Скорость скопления зависела от того, как быстро расширялась Вселенная и поэтому от влияния темной энергии в различные эпохи.

Четвертым методом пользовался Уильям Хольцапфель на Южном полюсе. Он тоже связан со скоплениями галактик и называется эффект Сюняева – Зельдовича в честь российских ученых астрофизика Рашида Сюняева (род. в 1943) и физика-теоретика Якова Зельдовича (1914–1976), которые предсказали его в 1969 году. Это изменение интенсивности радиоизлучения реликтового фона из-за обратного эффекта Комптона (или комптоновского рассеяния – некогерентного рассеяния фотонов на свободных электронах) на горячих электронах межзвездного и межгалактического газа. С помощью этого эффекта можно измерить диаметр скопления галактик, благодаря чему скопления могут быть использованы в качестве стандартной линейки при построении шкалы расстояний во Вселенной.

Уильям Хольцапфель высказал предположение, что если плотность темной материи или свойства темной энергии менялись, эти изменения в первую очередь должны отразиться в скоплениях галактик. Телескоп на Южном полюсе должен со временем поймать эти изменения. Сколько было скоплений такое-то количество миллиардов лет назад? Сколько сейчас? Нужно собрать как можно больше данных, сравнить с компьютерными моделями, использовать все возможные методы и работать дальше. Однако, судя по ускоряющемуся расширению, через сотню миллиардов лет мы останемся с одним скоплением галактик, нашим собственным, и не сможем видеть, что еще имеется во Вселенной.

Вручение премий

Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Рисс стали лауреатами Нобелевской премии, но до этого они получили и другие награды.

В 2006 году все трое были удостоены Премии Шао, учрежденной в 2002 году под покровительством Шао Ифу, филантропа, телемагната, одного из основателей кинематографа Китая. Эту награду называют Азиатской Нобелевской премией, вручается она по трем номинациям, в частности по астрономии. Лауреаты получают медаль и 1 млн долларов в каждой номинации. Если в какой-то номинации премия присуждается нескольким ученым, общая сумма делится поровну между всеми. Премия вручается «за значительные открытия в академических и научных исследованиях и разработках» тем, «чья работа оказала существенное положительное влияние на человечество». Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Рисс получили ее за открытие ускоренного расширения Вселенной и гипотезу о наличии в ней энергетической плотности, не исчезающей даже в отсутствие материи и излучений.

Потом была Премия Грубера – ежегодная международная награда, присуждаемая американской некоммерческой организацией «Фонд Грубера» в пяти номинациях. Награда по космологии вручается с 2000 года, лауреаты получают золотую медаль и денежное вознаграждение в размере 300 000 фунтов стерлингов или 500 000 долларов. Участники двух групп, добившихся выдающихся результатов, получили эту награду в 2007 году, и если Нобелевская премия не была поделена между всеми участниками проектов, Премию Грубера получили все – команды по-братски разделили 300000 фунтов стерлингов. Перлмуттер и Шмидт получили по половине доли своей команды, а оставшиеся 75 000 в каждой группе были разделены между всеми участниками проектов (51 человек). После уплаты налогов получилось примерно по 1000 фунтов стерлингов на человека.

На церемонии вручения присутствовали 37 человек, занимавшиеся изучением сверхновых и обнаруживших доказательства существования темной энергии. Такое случилось в первый и, возможно, последний раз на вручении этой премии, которое проходит в Кембриджском университете, в зале, расположенном совсем рядом от тех мест, где трудились Ньютон, Эддингтон, Эйнштейн и ряд других знаменитых ученых.

На пресс-конференции, предшествовавшей вручению награды, Брайан Шмидт пошутил, что первым вопросом, по которому они с Солом Перлмуттером когда-либо сошлись во мнении, стало ускорение расширения Вселенной. На церемонии они выступали вдвоем, заранее договорившись, как будут представлять историю современной космологии. Лекция была признана очень удачной. Недавние соперники сменяли друг друга, рассказывая о своей работе.

В 2008 году состоялась юбилейная конференция «Десятилетие темной энергии». Участники говорили о том, что, например, сотню лет назад люди знали о Вселенной немногим больше, чем пещерные люди. Но за последнее столетие был сделан гигантский шаг вперед – фактически от одного острова к сотням миллиардов галактик, от одинаковых повторяющихся движений небесных тел к структурной эволюции во времени. А потом пришло и новое знание – знание темной энергии и темной материи. И как сказал директор упомянутого института Мэтт Маунтин, это был один из немногих случаев в истории, когда астрофизика бросила вызов физике фундаментальной. Открытие ускорения расширения Вселенной за десять лет до праздничных мероприятий, которые состоялись в Институте, предоставило нынешнему поколению ученых такую возможность. И ведь их в некотором роде можно считать ровесниками Вселенной – той Вселенной, которую мы знаем теперь.

Заключение

С момента изобретения телескопа четыре века назад астрономы могли разбираться с работой Вселенной просто наблюдая за небесами и используя математические знания – или наоборот. Были открыты планеты, луны, звезды, галактики. Примените законы Ньютона – и у вас получится Вселенная, которая работает как часы. Возьмите модификации, предложенные Эйнштейном, используйте открытие расширения космоса – и вы получите Вселенную после Большого взрыва. Вселенная снова и снова оказывалась простой.

Как однажды сказал Сол Перлмуттер, это так, чтобы мы могли ее понять на нашем уровне. И если считать Эйнштейна нашим Коперником, обнаружившим уравнения, которые могли представлять (хотя могли и не представлять) реальную Вселенную, открытие темной материи и темной энергии – это уже работа нашего Галилея, который провел наблюдения, подтвердившие существование такой Вселенной, хотя она получилась гораздо более таинственной, чем мы когда-либо могли себе представить. А потом потребовался следующий Ньютон, чтобы систематизировать математику этой новой Вселенной, объединить физику очень большого с физикой очень малого, как Ньютон в свое время объединил физику небесного с физикой земного. Нужно на основе наблюдений снова дать объяснение нашей Вселенной, которые будут определять нашу физику, философию и нашу цивилизацию в целом в ближайшие столетия. Поэтому космологи рассматривают новые открытия, связанные со Вселенной и поддающиеся восприятию нашими органами чувств, с оптимизмом, это нечто увлекательное и захватывающее!

Последние данные, описывающие нашу Вселенную, были получены с помощью Зонда микроволновой анизотропии Уилкинсона – WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), который иногда называют Спутник WMAP, или Зонд WMAP. Это космический аппарат НАСА, предназначенный для изучения реликтового излучения, которое образовалось в результате Большого взрыва. Он передавал на Землю результаты сканирования небесной сферы с 2001 по 2009 год, к настоящему времени он выведен из эксплуатации. На основе полученных со спутника данных была составлена радиокарта неба. И первоначальное название аппарата MAP – это слово, получившееся из сложения первых букв английских слов, что означает «карта». После смерти руководителя проекта астрофизика Дэвида Уилкинсона было принято решение назвать аппарат в честь него, и к аббревиатуре было добавлена буква W, первая буква его фамилии на английском языке.

Данные, полученные с помощью этого аппарата, показали, что возраст нашей Вселенной составляет 13,75 млрд лет. Барионная материя, то есть мы, составляет всего 4,56 % Вселенной; 22,7 % составляет темная материя, которая не испускает электромагнитного излучения и напрямую не взаимодействует с ним, а 72,8 % – это темная энергия, чем бы она ни являлась, до сих пор остающаяся предметом споров. Темная материя является холодной, форма Вселенной очень близка к плоской, постоянная Хаббла составляет 71 ± 4 (км/с)/Мпк. В дальнейшем эти данные будут уточняться.

Ученые в общем и целом определились с темной материей. Что известно о темной энергии? Во-первых, она очень равномерно распределена, во-вторых, имеет низкую плотность. Она оказывает такое огромное влияние на Вселенную лишь потому, что однородно наполняет пустое (в иных отношениях) пространство.

Что нас ждет? Как убежден Адам Рисс, ускоряющееся расширение Вселенной началось приблизительно 5 млрд лет назад. Предполагается, что до этого расширение замедлялось.

Плотность барионной материи в случае расширения Вселенной уменьшается быстрее, чем плотность темной энергии. В конце концов начинает преобладать темная энергия. Если ускоряющееся расширение Вселенной будет продолжаться бесконечно, то в результате галактики, находящиеся за пределами нашего сверхскопления галактик, рано или поздно станут для нас невидимыми, поскольку их относительная скорость превысит скорость света. Наша Земля, Солнечная система в целом и наша галактика Млечный Путь, а также, возможно, и наше сверхскопление будут видны друг другу и в принципе достижимы, а вся остальная Вселенная исчезнет вдали. Со временем наше сверхскопление придет в состояние тепловой смерти, то есть осуществится сценарий, предполагавшийся для предыдущей, плоской модели Вселенной с преобладанием материи.

Есть и другие теории. Темная энергия может привести к другому типу расширения – расходящемуся. То есть расширяющая сила действия темной энергии продолжит неограниченно увеличиваться, пока не превзойдет все остальные силы во Вселенной. Темная энергия со временем разорвет все гравитационно связанные структуры Вселенной, затем превзойдет силы электростатических и внутриядерных взаимодействий, разорвет атомы, ядра и уничтожит Вселенную – случится Большой разрыв. Также темная энергия может со временем рассеяться или даже поменять отталкивающее действие на притяжение. В этом случае возобладает гравитация – и нас ждет Большое сжатие. Есть и версия «циклической модели» Вселенной, хотя и не подтвержденная наблюдениями.

Что сыграет решающую роль в установлении конечной судьбы Вселенной? Если мы принимаем теорию Большого взрыва и считаем, что Вселенная развивается по этой модели, то измерения темпа ускорения. Если нам повезет, то появится новый Ньютон, Вселенная снова станет простой для понимания, и мы узнаем то, что пока не можем даже предположить. Следующие поколения будут смотреть на небо по-другому, потому что они будут думать о нем и воспринимать его не так, как мы. И то, что остается непонятным или «темным» для нас, для них станет ясным и понятным.

Хотя уверен, что и наше поколение еще ждет множество интересных открытий.

Оглавление

Введение

Восприятие Вселенной

Пополнение каталога Вселенной

Происхождение Вселенной

Вселенная – голограмма или реальность?

Необходимость уникальных условий

Доказательства теории Вселенной

Вера Купер-Рубин

Георгий Гамов

Вера Рубин и Кент Форд

Фриц Цвикки и темная материя

Продолжение исследований Веры Рубин

Судьба Вселенной

Проект «Сверхновые для космологии»

Типы сверхновых

Новые технологии

Группа под руководством Брайана Шмидта

Вселенная будет расширяться вечно

Алан Гут

Одинаковый результат

Лямбда

Адам Рисс

Расширение не замедляется

Дополнительные наблюдения

Адам Рисс и одна далекая сверхновая

Микролинзирование

Сильное и слабое гравитационное линзирование

Частицы-претенденты

Южный полюс

Исследование природы темной энергии

Вручение премий

Заключение Fueled by Johannes Gensfleisch zur Laden zum Gutenberg