Белые карлики. Будущее Вселенной

О космологической постоянной вспомнили и астрономы — в связи с проверкой закона Хаббла. Хаббловский параметр H₀ позволяет оценить возраст Вселенной, однако для этого надо знать, по какому сценарию она эволюционирует. В открытой модели без космологического члена Вселенная расширяется вечно, но скорость ее расширения монотонно снижается и стремится к положительному пределу. В закрытой модели расширение сменяется сжатием, которое стягивает Вселенную в единую точку. Какой вариант осуществится, зависит от того, будет ли в начале процесса расширения средняя плотность энергии космической материи больше или меньше некоего критического значения. При строгом равенстве размер Вселенной опять-таки вечно увеличивается, но скорость ее расширения стремится к нулю. В этом и только в этом случае равна нулю и кривизна пространства (в открытых моделях она отрицательна, в закрытых — положительна), которое, следовательно, подчиняется геометрии Евклида. Правда, пространственно-временной континуум все равно остается искривленным, иначе не было бы тяготения.

Если в космосе очень мало гравитирующей материи, он эволюционирует в соответствии с открытой моделью, но скорость его расширения уменьшается столь медленно, что в первом приближении может считаться константой (она строго постоянна при нулевой плотности вещества). В этом случае время жизни Вселенной равно единице, деленной на коэффициент хаббловского закона H₀. А вот для определения возраста плоской Вселенной эту величину надо домножить на 2/3.

Вот тут-то и возникли сложности. В последнем десятилетии прошлого века астрономы уверились, что 1/H₀ вряд ли превышает 15 млрд лет. С другой стороны, результаты многих наблюдений свидетельствовали, что мы, скорее всего, живем в плоском мире. Получалось, что Большой взрыв случился 2/3 × 15 = 10 млрд лет назад, что меньше установленного к тому времени возраста древнейших звездных скоплений. Из этого парадокса можно выпутаться, предположив, что эволюция Вселенной отличается от сценария плоской модели. А такие сомнения вновь наводят на мысль о космологическом члене.

НА ПОМОЩЬ ПРИХОДЯТ СВЕРХНОВЫЕ

Решение пришло внезапно. В первой половине 1990-х гг. два международных астрономических коллектива приступили к наблюдениям очень отдаленных сверхновых, причем, так сказать, с космологическим прицелом. Один базировался в Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли, другой — в Астрофизическом центре Гарвардского университета и Смитсоновского института. Калифорнийскую команду возглавлял Сол Перлмуттер. Конкурирующая коллаборация обходилась без формального лидера, однако у нее имелся старейшина в лице профессора астрономии Роберта Киршнера.

Обе группы начали работу в уверенности, что скорость расширения космоса падает в соответствии с фридмановской моделью с нулевой лямбдой, и хотели установить характер этого замедления, чтобы наконец-то выяснить геометрию Вселенной. Тогда считалось, что отношение плотности светящейся и темной материи к критическому параметру равно примерно 0,3; а это явно противоречило данным о нулевой кривизне Вселенной. Поэтому ученые хотели промерять темпы снижения скорости расширения Вселенной если не с начала ее существования, то хотя бы на протяжении значительной части ее истории.

Как это сделать? Предположим, что по Вселенной разбросаны объекты, которые светятся с одной и той же интенсивностью. Они расположены на неодинаковых расстояниях от нашего Солнца, и, следовательно, дошедший до нас свет излучен в разное время. Если Вселенная почти пуста и скорость ее расширения постоянна, то по пути к Земле свет пройдет бóльшую дистанцию, чем при ее замедленном расширении, так что его видимая яркость будет меньше. Следовательно, характер эволюции Вселенной можно выяснить, определив интенсивность света, пришедшего от этих тел. Отсюда же следует, что, если Вселенная разбухает с ускорением, они будут выглядеть тусклее, нежели во Вселенной с постоянной или падающей скоростью расширения.

Вот конкретный пример. Будем наблюдать за космическими маяками, расположенными в 5 млрд световых лет от нашей планеты. Теория предсказывает, что в плоской Вселенной они окажутся на 25 % ярче, чем в пустой. Эти различия можно зарегистрировать фотометрическими методами.

Но где взять такие звездные маяки? Астрономам повезло — природа подарила им сверхновые типа Ia. Об этих взрывающихся светилах мы уже говорили. Напомню, что у них примерно одинаковая пиковая светимость, в 4 млрд раз превышающая светимость Солнца. Это постоянство не абсолютно, отклонения от среднего уровня достигают 20–30 %, но с этим осложнением можно справиться.