История всего

Важнейшие свидетельства ненулевой космологической постоянной, а значит, и существования темной энергии были получены в процессе астрономических наблюдений за особым типом сверхновых звезд, которые, взрываясь с невероятной силой, гибнут в сопровождении ярчайшей вспышки света. Такие сверхновые звезды называются сверхновыми типа Ia[23] и отличаются от других типов, которые появляются после того, как ядра огромных звезд испытывают коллапс в конце своего жизненного цикла, исчерпав все свои возможности по производству энергии за счет термоядерного синтеза. В отличие от них сверхновые типа Ia обязаны своим происхождением так называемым белым карликам, принадлежащим к бинарным звездным системам. Две звезды, которым довелось образоваться рядом друг с другом, следуют своим жизненным циклам, одновременно вращаясь вокруг общего для них центра массы. Если одна из двух таких звезд обладает большей массой, ее жизненный цикл быстрее подойдет к концу, в большинстве случаев такие звезды теряют внешнюю газовую оболочку, обнажая перед космосом свое ядро в виде съежившегося, вырожденного белого карлика — объекта размером не больше Земли, но по массе сравнимого с Солнцем. Физики называют вещество в белых карликах вырожденным, потому что его плотность настолько высока (она превышает плотность железа или золота более чем в сотню тысяч раз), что законы квантовой механики преобладают над веществом в общем объеме, не давая ему схлопываться под воздействием невообразимо мощной гравитации, направленной на самого себя.

Белый карлик на взаимной орбите со стареющей звездой-компаньоном притягивает к себе газообразный материал, который она более не в силах удержать. Такое вещество, как правило, все еще достаточно богато водородом, и оно скапливается на поверхности белого карлика, становясь все более плотным и горячим. В конце концов, когда температура достигает 10 миллионов градусов, вся звезда целиком вспыхивает в термоядерном взрыве. Словно водородная бомба, но в миллиарды раз мощнее, такой взрыв разрывает всего белого карлика на части… и становится сверхновой звездой типа Ia.

Такие сверхновые типа Ia особенно пригодились астрономам за счет двух своих отдельных свойств. Во-первых, они являются источником самых ярких взрывов сверхновых звезд во Вселенной — их видно миллиарды световых лет спустя. Во-вторых, природа установила ограничение по массе для любого белого карлика: она не может превышать величину массы Солнца, умноженную примерно на 1,4. Вещество может накапливаться на поверхности белого карлика только до тех пор, пока его новая суммарная масса не достигнет значения примерно 1,4 массы Солнца. Как только это случится, термоядерные реакции разрывают белого карлика на части — взрыв всегда происходит с объектами одной и той же массы (ибо превысить ее невозможно) и одного и того же состава, раскиданными по всей Вселенной. Получается, что при рано или поздно наступающем взрыве такие сверхновые белые карлики достигают одного и того же максимального значения энергии взрыва, а их яростное сияние потухает с примерно одинаковой скоростью после достижения своего пика.

Эти свойства позволяют астрономам использовать сверхновые типа Ia в качестве очень ярких и легко различимых «стандартных свечей» — объектов упорядоченного измерения, которые достигают равнозначного максимального выхода энергии, где бы они ни находились. Конечно, расстояние от наблюдателя до такой сверхновой звезды играет роль. Две звезды типа Ia в двух разных далеких галактиках будут излучать свет одинаковой степени яркости только в том случае, если они находятся на одинаковом расстоянии от нас. Соответственно, если одна находится в два раза дальше другой, ее сияние будет в четыре раза менее ярким (так как светимость любого объекта обратно пропорциональна квадрату расстояния от наблюдателя до такого объекта).

Когда астрономы научились распознавать сверхновые звезды типа Ia на основании подробного анализа светового спектра каждого из таких объектов, у них в руках оказался золотой ключик от двери, за которой прятался ответ на вопрос: как точно измерить расстояние до небесных тел? Измерив (другими способами) расстояние до нескольких ближайших сверхновых типа Ia, ученые смогли вычислить гораздо более существенные расстояния до других сверхновых типа Ia, просто сравнив светимость относительно близких и далеких объектов.