Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Вот на анализе таких данных и сделали заключение об уско­ренном расширении Вселенной. И, конечно, одним из основных кандидатов на роль «двигателя» этого расширения стала космо­логическая постоянная — лямбда-член Эйнштейна.

История, таким образом, совершила полный круг.

Не следует, однако, думать, что Сверхновые — это единствен­ный аргумент в пользу его существования, это не так. В против­ном случае сильно усилились бы позиции критики, связанной с сомнением в правомочности назначения Сверхновых на роль «стандартных свечей». Ведь, как мы уже знаем, чем больше крас­ное смещение, тем глубже мы уходим в прошлое Вселенной. И это совсем не очевидный факт, что химический состав Сверхновых в близких галактиках такой же, как у Сверхновых в галактиках да­леких. А ведь светимость Сверхновой вполне может зависеть от ее химсостава — собственно, как это и получается в компьютер­ных моделированиях вспышки.

Но, повторим, Сверхновые — не единственный аргумент. Все аргументы мы перечислять не будем, расскажем лишь еще об одном. Современные исследования анизотропии реликтового излучения (например, выполненные на спутнике WMAP, запу­щенном в 2001 году и до сих пор передающем ценнейшую на­учную информацию) показывают, что полная плотность нашей Вселенной¹ с достаточно большой точностью равна критической-

¹ Включая вклад барионного вещества, темной материи, излучения, воз можный вклад массивных нейтрино, вклад космологической постояй ной. — Примеч. авт.

346

данные пятого года миссии WMAP совместно с самыми совре­менными данными по измерению постоянной Хаббла (HST Key project—ключевой проект на Космическом телескопе им. Хаббла) дня параметра полной плотности Вселенной П дают значение, возможное отличие которого от единицы (в ту и в другую сторо­ну) заключается лишь во втором знаке после запятой. С другой стороны, данные по анизотропии реликтового излучения с до­статочно большой точностью позволяют измерить полную плот­ность материи (барионной и темной). Впрочем, точнее будет сказать, что измеряется некая комбинация параметра плотности материи и постоянной Хаббла. Но постоянную Хаббла мы знаем из того же HST Key Project — следовательно, можем получить и значение параметра плотности материи. А зная параметр плот­ности материи и то, что параметр полной плотности Вселенной равен единице, — получаем долю космологической постоянной.

Таким чуть сложноватым, возможно, при взгляде со стороны путем приходится идти, потому что «напрямую» космологиче­ская постоянная влияет на спектр анизотропии реликтового из­лучения лишь на самых больших масштабах. А на данных мас­штабах наиболее силен эффект cosmic variance, о чем мы расска­зали в самом начале нашей беседы о космологии.

Так что же конкретно мы получаем для величины космоло­гической постоянной? На языке параметров плотности ее вклад составляет примерно 0,7, а в более привычных «земных» еди­ницах — около 7 х кг³⁰ г/см³. На долю материи во всех видах, следовательно, остается 3 х icr³° г/см³, или 0,3 от критического значения, т. е. доля космологической постоянной в настоящий момент времени превышает вклад всех видов материи, вместе

взятых.

Вот и обещанное ранее уточнение. На самом деле мы живем не на материально-доминированной стадии, а на стадии до­минирования космологической постоянной. И, по оценкам, на- ^СтУпила эта стадия примерно 7 млрд лет назад.

Причина ее наступления, конечно, совершенно понятна. Ведь ^Мь1Уже говорили, что «космологической постоянной» она назы­

347

вается в том числе потому, что плотность «субстанции», ответ» ственной за нее, со временем не изменяется. А плотность мате­рии при расширении, наоборот, меняется весьма значительно При расширении Вселенной она падает, если же мы будем от» ступать назад в прошлое — растет.

7 млрд лет назад плотности космологической постоянной и материи оказались равны — на один момент. С тех пор доля космологической постоянной растет — и будет расти дальше. А так как космологическая постоянная «обеспечивает» силы отталкивания — то те же 7 млрд лет назад Вселенная перешла с замедляющегося режима расширения на ускоряющийся, т. е. расширяться она будет все быстрее и быстрее.

В такой вот своеобразной форме на новом уровне возроди­лась идея Леметра, о которой мы рассказали в самом начале этой главы. Единственное, что отличает современную модель, так это отсутствие «почти стационарного» режима, так что поиском «от­ражений» галактик современная космология не занимается (по крайней мере целенаправленно).

Открытие космологической постоянной, помимо всего проче­го, позволило решить так называемую загадку Хаббла. Ведь если вычислить с использованием современных данных те расстоя­ния, с которыми имел дело Хаббл, то окажется, что все галактики в его измерениях лежали от нас не дальше 20 Мпк. Но теперь мы знаем, что в таком объеме Вселенная достаточно сильно неодно­родна — т. е. на так называемый хаббловский поток (поле ско­ростей, обусловленное расширением Вселенной) должно очень сильно влиять распределение массы в этом объеме.