Карта Вселенной. Главные идеи, которые объясняют устройство космоса

Именно такую идею предложил в 1990-х гг., выступая перед группой своих студентов и постдоков в Гарвардском университете, Роберт Киршнер, входивший ранее в состав команды, открывшей темную энергию в 1998 г.^{11} Киршнер считался очень опытным астрономом-наблюдателем, отличавшимся тщательностью и осмотрительностью в своих исследованиях. Он был также уважаемым наставником Адама Рисса и Брайана Шмидта, о которых я буду рассказывать подробнее. В конце 1980-х и начале 1990-х гг. стало понятно, что для решения вопроса о разбегающейся Вселенной и согласования ее движения с ее содержимым лучше всего охотиться за сверхновыми. Однако для правильного использования этих линеек требовалось, прежде всего, научиться обнаруживать сверхновые на больших расстояниях и тщательно их откалибровать. Этот вызов приняли одновременно две независимые команды на Восточном и Западном побережье США. Первой в гонку вступила группа «Проект „Космология со сверхновыми“» (Supernova Cosmology Project) в Калифорнийском университете Беркли, выигравшая конкурс Национального научного фонда США, связанный с организацией междисциплинарных исследовательских центров по указанной проблеме. Центр астрофизики частиц в Беркли предложил «брак» двух дисциплин физики с совершенно разными направлениями: физики частиц и астрофизики. Это был союз для изучения истинно микроскопического с истинно макроскопическим. Второй группой ученых стала «Команда для поиска сверхновых на больших Z» (High-Z Supernova Search Team) в Гарвард-Смитсоновском центре астрофизики, состоявшая первоначально из опытных астрономов-наблюдателей, которые оттачивали свои знания на инструментах и телескопах, разбросанных по всему миру в высокогорных и сухих местах. В конце 1980-х гг. теория Большого взрыва была подтверждена данными измерений реликтового излучения и данными других экспериментов, а затем внимание ученых сосредоточилось на новых проблемах космологии, относящихся к будущей судьбе Вселенной. Это потребовало от астрономов тщательной инвентаризации уже самой Вселенной и ее отдельных частей. Александр Фридман получил для уравнений поля в теории Эйнштейна три класса динамических решений, ни одно из которых не соответствует статичному, стабильному состоянию Вселенной. Вопрос состоял лишь в том, какое из них реально описывает ее эволюцию. Содержит ли Вселенная достаточное количество материи для того, чтобы ее расширение постепенно замедлилось и она после достижения некоторого максимального размера замерла бы и начала сокращаться? В такой Вселенной пространство должно быть бесконечным, и она сама по форме будет напоминать поверхность сферы. Или наша Вселенная содержит недостаточное количество материи (и эта материя очень разрежена), вследствие чего она будет расширяться вечно и безостановочно? Пространство в этом случае должно быть бесконечным, но сама Вселенная будет иметь седлообразную форму. Или же наша Вселенная содержит столько материи, сколько необходимо для достижения полного равновесия? Наконец, возможен ли последний, третий вариант, при котором Вселенная содержит как раз такое количество материи, которого должно хватить до достижения замедления расширения и даже возможной остановки? В этой «справедливой Вселенной» пространство должно быть бесконечным, но плоским, и все условия в ней будут очень точно сбалансированы. Условно три описанных варианта в астрофизике часто называют Большой хруст (слишком много материи), Большое замерзание (недостаток материи) и Вселенная Златовласки или Обитаемая Вселенная (полный баланс). Схематически три варианта развития Вселенной представлены на рисунке.

Мы видим, что точное определение всего лишь одной величины (скорости изменения расширения Вселенной) должно позволить астрономам узнать, какое из предложенных решений наилучшим образом описывает нашу Вселенную, и, следовательно, приблизительно определить ее форму и содержание в ней материи. Начиная с 1980-х гг. стало ясно, что галактики содержат некую темную материю и она как-то «размазана» в межгалактическом пространстве. Как отмечалось выше, вклад материи в важнейшую для рассматриваемых проблем величину омеги составляет 0,3. Может ли в этом случае космологическая постоянная равняться 0,7? Единственным выходом из ситуации представляется продолжение исследований: сбор дополнительных данных, расширение диаграммы Хаббла, проверка возможностей любого изменения скорости расширения Вселенной в прошлом.