Пять нерешенных проблем науки

В 1998 году в рамках проекта космологии сверхновых звезд Калифорнийского технологического института и Международного консорциума по поиску сверхновых с большой Z[27] [величиной красного смещения] исследовались различные сверхновые типа Iа вблизи максимума их яркости и определялись их расстояния. С помощью метода доплеровского сдвига, впервые предложенного Весто Слайфером, они определили красные сдвиги галактик, где находились сверхновые, и сравнили полученные величины со значениями, получаемыми с применением зависимости Хаббла. Измерения показали, что эти отдаленные сверхновые обладают значительно меньшим блеском, чем указывает зависимость Хаббла. А поскольку свету от вспыхнувших сверхновых пришлось добираться к нам 4–8 млрд. лет, измерения свидетельствовали, что сегодня Вселенная расширяется значительно быстрее прежнего. Иначе говоря, ее расширение идет с ускорением.

На следующий год обнаружили еще более удаленную сверхновую. Оказалось, что это самая далекая из когда — либо наблюдавшихся звезд, и свет от нее шел 11 млрд. лет. Блеск ее оказался выше расчетного. Получалось, что 11 млрд. лет назад происходило замедление ранней Вселенной из-за сил тяготения. Но 4–8 млрд. лет назад она стала ускоренно расширяться, а галактики — разбегаться со всевозрастающей скоростью.

Из этого измерения следовал неумолимый вывод: какова бы ни была причина нынешнего ускоренного расширения Вселенной, оно было менее заметным или даже вовсе отсутствовало на ранней стадии ее эволюции. Оно стало заметным, когда Вселенная миновала пик своей эволюции, и с той поры возраст определяет ее поведение. Такое положение вещей сродни ситуации, когда водитель замедляет скорость при виде красного света светофора, чтобы при появлении зеленого света нажать на газ.

В темноте рассуждать о темной энергии

Что это за штука, вызывающая подобное космологическое ускорение? Мы не знаем, но уже дали ей название. Недостающую массу (энергию) никогда не видели, поэтому она темная. А раз она противодействует тяготению, то не может обладать привычной для нас массой. Астрофизик из Чикагского университета Майкл Тернер окрестил ее в 1999 году темной энергией.

Благодаря ряду различных опытов у нас есть оценка величины этой неведомой темной энергии, пусть даже мы и не знаем, что она собой представляет. Несколько опытов ставилось с целью выяснить общие геометрические свойства пространства и определить, открытая, плоская или замкнутая наша Вселенная. Фоновое микроволновое излучение, заполняющее ее всю, осталось от начального «большого взрыва». В течение первых 400 тыс. лет после этого взрыва Вселенная была еще столь горячей, что представлялась непроницаемой для электромагнитного излучения. Затем, остыв, она стала испускать электромагнитные волны. На протяжении 400 тыс. лет эти волны способны были преодолевать лишь ограниченное расстояние, так что все флуктуации в излучении были ограничены по величине. Но с тех пор флуктуации исказились ввиду искривления пространства. Измерение величины минимальных температурных флуктуаций в самом излучении дает возможность определить общую кривизну пространства. Для измерения этих флуктуаций были задействованы высотные воздушные шары и датчик наверху метеорологической станции на Южном полюсе. В рамках экспериментов «Бумеранг», «Максима» и «Дейси» удалось изучить эти флуктуации и определить, что пространство Вселенной — плоское (евклидово): Ω = 1 ± 4 % (рис. 6.13).

У плоской Вселенной Ω = 1, так что плотность в точности должна совпадать с критическим значением. Поскольку обычное вещество и темная материя вместе составляют 27 % критической плотности массы (энергии), для обеспечения плоского характера геометрии Вселенной оставшиеся 73 % должны приходиться на темную энергию. Данная теория оставляет смешанное чувство: мы можем оценить количество темной энергии, блуждая в потемках по поводу ее природы.

Вот какую картину рисуют эти данные: после первоначального резкого раздувания (инфляции) Вселенная перешла к расширению, и скорость уменьшилась под действием материи (обычной и темной). На ранних стадиях эволюции темная энергия почти не проявляла себя, так как была столь равномерно распределена по Вселенной, что не вмешивалась в формирование галактик и туманностей. Спустя несколько миллиардов лет верховенство перешло к темной энергии, и она стала своим отрицательным давлением противодействовать силе тяготения, ускоряя тем самым расширение Вселенной. В настоящее время темная энергия слегка пересиливает тяготение, но с увеличением расширения Вселенной все большие расстояния будут способствовать дальнейшему ослаблению тяготения. Преобладание темной энергии будет становиться все более заметным, вызывая еще более ускоренное расширение Вселенной.

Рис. 6.13. Флуктуации фонового микроволнового излучения, определяющие общую кривизну пространства.