Вселенная на ладони

Начиная с момента Большого взрыва, наша Вселенная непрерывно расширялась, галактики разлетались во все стороны, а пространство между ними увеличивалось. Но помимо этого галактикам свойственно гравитационное тяготение, заставляющее их притягиваться друг к другу. В случае, когда во вселенной имеется достаточно вещества и темной материи, их совместная гравитация, в конце концов, превысит силы расширения и снова начнет притягивать галактики ближе друг к другу. Эта вселенная претерпит коллапс в «Большом хрусте». Но если во вселенной вещества будет недостаточно, расширение продолжится, постепенно замедляясь, но никогда не прекратится. Третья перспектива состоит в том, что во вселенной достаточно массы, чтобы так или иначе приостановить расширение, но при этом ее недостаточно для того, чтобы привести ее к коллапсу.

У всех трех сценариев есть одно общее: предполагается, что расширение Вселенной в настоящее время замедляется. В середине 1990-х годов две команды астрономов работали над проектом точного определения того, как скорость расширения Вселенной изменилась со временем.

Как мы уже видели в главе 5, вглядываться в далекие объекты означает то же самое, что и смотреть назад во времени. Свет представляет своего рода почтовую открытку, доносящую до нас информацию из прошлого. Чем дальше от нас находится галактика, тем из более далекого прошлого к нам приходит информация вместе со светом. Проведя измерения скоростей далеких галактик, мы сможем узнать, как быстро галактика расширялась в далеком прошлом и сравнить это со скоростью ее расширения в настоящее время. Если Вселенная сейчас замедляется, это значит, что в прошлом расширение происходило стремительнее.

Вместе с тем нам необходимо точно измерить, насколько далеко галактики находятся от нас, если мы хотим узнать, какую точку в истории Вселенной они представляют. Обычные методы определения расстояния, основанные на методах параллакса и цефеид, не работают в случае столь отдаленных областей.

Две команды астрономов нуждались в новой, намного более яркой стандартной свече, называемой сверхновая типа Ia.

Сверхновая типа IA

Наше Солнце – необычная одиночка. Большинство звезд существуют парами, как, например, звезды-близнецы планеты Кеплер-16 b. Представьте себе ситуацию, когда одна из звезд дуэта умирает, превращаясь в белого карлика, как это, в конце концов, случится и с нашим Солнцем. Это плотное ядро обладает мощнейшим гравитационным притяжением, поэтому начинает вырывать газ у своего компаньона. Поглощая все больше и больше вещества, белый карлик становится все тяжелее и тяжелее.

Однако есть предел тому, сколько белый карлик может поглотить. Известный сегодня как предел Чандрасекара, этот показатель был рассчитан индийским астрофизиком Субраманьяном Чандрасекаром, когда ему было всего 19 лет. В 1930 году, направляясь в Кембридж, он сначала взял лодку из индийского порта Мадрас и направился в Геную в Италии. В течение трехнедельного плавания он вычислил, что масса белого карлика никогда не может превышать величину, эквивалентную 1,4 Солнца. По мере того как белый карлик приближается к этому пределу, он становится нестабильным и резко взрывается, как злополучная сверхновая звезда. Астрономы называют эти события сверхновыми типа Ia, чтобы отличать их от взрывов, связанных с полным разрушением ядра в конце жизни большой звезды (сверхновая типа II). Они являются идеальными стандартными свечами: они не только исключительно яркие, следовательно, могут быть видны отовсюду из Вселенной, но и обладают всегда одинаковой, изначально присущей им яркостью. Каждый раз, когда взрывается одна из звезд, это происходит с затратой топлива в количестве, эквивалентном 1,4 Солнца. Фиксированное количество топлива означает и фиксированную яркость.

Сверхновая, известная как SN 1994D, взрывается в галактике NGC 4526. Обратите внимание на то, что единичный взрыв может светиться так же ярко, как возбужденное ядро всей галактики

Снимок 1998–1999 годов аналеммы, изображенной на стекле витрины офиса Лабораторий Белла, Мюррей Хилл, Нью Джерси; статья Дж. Фисберна в Английской «Википедии».

Для того чтобы рассчитать расстояние до галактики, в которой произошел взрыв звезды, все, что вам нужно сделать, это сравнить, насколько яркой она кажется на небе, с тем, какой яркой она должна быть фактически (отношение ее видимой звездной величины к абсолютной звездной величине). Чем больше разница, тем в большей степени свет потускнел за время своего долгого путешествия к Земле.

В 1998 году две команды, работавшие над историей расширения Вселенной, опубликовали свои результаты, основанные на измерениях сверхновой типа Ia. К крайнему удивлению всех, они обнаружили, что расширение Вселенной, как оказывается, ускоряется. В 2011 году все трое ученых, сделавшие это открытие, были награждены Нобелевской премией в области физики.