Текст книги "История всего"

Автор книги: Дональд Голдсмит

Соавторы: Нил Тайсон
сообщить о нарушении

Текущая страница: 5 (всего у книги 22 страниц) [доступный отрывок для чтения: 9 страниц]

Нейтрино можно остановить. Довольно редко они «замечают» вещество за счет слабого ядерного взаимодействия. Если частицу можно остановить, значит, ее можно обнаружить. Сравните «скользкое» поведение нейтрино с неуловимостью Человека-невидимки (в тот момент, когда он, собственно, невидим): этот образный пример для темной материи. Человек-невидимка мог проходить сквозь стены и двери, словно их там и не было, но почему же он тогда не проваливался сквозь пол вниз до самого подвала дома?

Если мы построим достаточно чувствительные детекторы, может быть, частицы темной материи и будут пойманы врасплох за каким-то известным нам типом взаимодействия с окружением. Возможно и то, что они обнаружат свое присутствие с помощью какого-либо нового вида взаимодействия (ни сильного ядерного, ни слабого ядерного, ни электромагнитного). Эти три силы (плюс гравитация) управляют всеми возможными типами взаимодействия между всеми известными нам видами частиц. Так что вариантов немного: либо частицам темной материи придется дождаться того, что мы их обнаружим и откроем себя новый тип взаимодействия (и даже целый класс типов), благодаря которому частицы темной материи вступают в контакт друг с другом, либо выясним, что частицы темной материи все же взаимодействуют с окружением посредством знакомых нам сил, но делают это невероятно слабо.

Если предложить теоретикам – приверженцам МОНД тест Роршаха, они не увидят в нем ничего экзотического. Они скажут, что новая трактовка нужна самой гравитации, а не частицам как таковым. Вот они и обрадовались в свое время появлению модифицированной ньютоновской динамики в смелой попытке что-то кому-то доказать. Кажется, эта попытка провалилась, но тем не менее она является предшественницей многих последующих попыток изменить наше видение гравитации, а не понимание элементарных частиц.

Есть физики, которые придерживаются так называемой теории великого объединения. Согласно одной из ее версий, наша Вселенная расположена в непосредственной близости с параллельной Вселенной, сообщаться с которой у нас получается только за счет силы тяготения. В жизни вы никогда не наткнетесь ни на что из той параллельной Вселенной, но вы можете почувствовать, как она немного тянет вас куда-то, когда входит в пространственное измерение нашей Вселенной. Представьте себе, что до еще одной Вселенной-призрака буквально рукой подать, но вы не видите ее, только знаете о существовании благодаря гравитационному воздействию. Звучит экзотично и малоубедительно, но, возможно, ничуть не в большей степени, чем первые заявления о том, что именно Земля вращается вокруг Солнца что мы во Вселенной не одиноки.

Воздействие темной материи игнорировать невозможно. Просто мы не знаем, что она собой представляет. Она вроде бы не демонстрирует сильного ядерного взаимодействия, а значит, не может создавать атомные ядра. Не похоже, чтобы она увлекалась слабым ядерным взаимодействием – хотя даже непостоянные нейтрино на это способны. Электромагнитного взаимодействия мы тоже не наблюдаем, а это значит, что темная материя не производит молекул, не поглощает, не излучает, не отражает и не рассеивает свет. А вот гравитационным эффектом она обладает, и обычное вещество на него отзывается. И все. За все годы исследований астрофизикам так и не удалось обнаружить какой-либо еще тип взаимодействия темной материи с окружающим миром.

Подробные карты реликтового излучения показывают, что темная материя существовала и в первые 380 тысяч лет жизни Вселенной. Без темной материи мы и сегодня никуда – она нужна в каждой галактике, выключая нашу, чтобы объяснить движение ее объектов. Но, насколько мы можем судить, славный марш астрофизики пока еще не сбит с курса и не заведен в тупик нашим невежеством. Темная материя просто шагает в ногу с нами, как странный навязчивый приятель, и мы вспоминаем о ней каждый раз, когда во Вселенной необходимо ее участие.

Мы надеемся, что в не столь далеком будущем веселье продолжится и мы научимся использовать темную материю в своих целях. Это произойдет, как только мы определимся с тем, что же она собой представляет. Только вообразите: невидимые игрушки; машины, которые проезжают сквозь друг друга, не попадая в аварии; или самолеты-невидимки «Стеле» нового поколения. История неясных и даже на первый взгляд бессмысленных открытий в науке пестрит именами личностей, которые оказывались тут как тут после громких открытий и умудрялись сразу понять, как наилучшим образом конвертировать эти новые знания в свою собственную экономическую выгоду или же поставить на служение всей планете.

Глава 5
Да будет больше тьмы!

Мы с вами уже знаем, что у Вселенной есть две стороны: светлая и темная. На светлой стороне – все привычные и знакомые нам небесные тела: звезды, которые скапливаются миллиардами и образуют собой галактики, планеты и разнообразный космический мусор, который, хоть и не всегда излучает видимый свет, все же является источником других форм электромагнитного излучения, например инфракрасных или радиоволн.

Еще мы знаем, что на темной стороне Вселенной царит загадочная темная материя, обнаружить которую можно только за счет ее гравитационного воздействия на видимое вещество, но ни ее форма, ни состав нам совершенно неизвестны. Ограниченное количество этой темной материи может представлять собой обычное вещество, невидимое нас потому, что у него отсутствует сколько-нибудь обнаружимое излучение. Но, как уже стало ясно из предыдущей главы, преобладающая масса темной материи должна состоять из чего-то необычного – такого, чью природу мы никак не постигнем, за исключением установленного гравитационного воздействия этого «чего-то» на видимое вещество.

Помимо всего, что связано с темной материей, на темной стороне Вселенной есть еще кое-что, интересное принципиально по другой причине. Данный интерес затрагивает не вещество как таковое, а само пространство Вселенной. Этой концепцией, а также теми замечательными выводами, к которым она подвела научный мир, мы обязаны отцу современной космологии (снимаем шляпы) Альберту Эйнштейну.

Девяносто лет назад усовершенствованные пулеметы Первой мировой войны косили солдат тысячами, а в это время в нескольких сотнях миль к западу Альберт Эйнштейн сидел в своем берлинском офисе и размышлял об устройстве Вселенной. В самом начале войны Эйнштейн и его коллега распространили: антивоенную петицию в своих кругах общения, им удалось собрать в общей сложности четыре подписи – помимо них самих, под петицией свои имена поставили лишь еще два человека. Этот поступок выделил самого Альберта Эйнштейна на фоне других ученых и, среди прочего, погубил карьеру его коллеги: тогда многие предпочитали подписывать совсем другие бумаги, обязуясь во всем поддерживать Германию. Но увлекающаяся и страстная натура Эйнштейна и его научная слава позволили ему сохранить уважение и даже некоторое преклонение своих сверстников. Он продолжил работать над поиском таких уравнений, которые помогли бы ему точно описать нашу Вселенную.

Не успела окончиться война, а Эйнштейн уже добился успеха, вполне возможно, самого значительного в своей карьере. В ноябре 1915 года он сформулировал общую теорию относительности, которая описывает взаимодействие пространства и вещества: вещество задает кривизну пространства, а пространство задает направление движению вещества. Чтобы дать объяснение загадочному «действию на расстоянии» Исаака Ньютона, Эйнштейн решил рассматривать гравитацию как локальное искажение в канве пространства. Например, Солнце создает что-то вроде ямочки – углубления, и чем ближе к Солнцу, тем заметнее деформируется вокруг него пространство. Планеты «закатываются» в это углубление, но за счет своих инерционных свойств не могут закатиться в него насовсем. Вместо этого они движутся вокруг Солнца по своим орбитам на более или менее постоянном расстоянии от образовавшегося вокруг него углубления в пространстве. Через несколько недель после того, как Эйнштейн опубликовал свою теорию, физик Карл Шварцшильд, стремясь отвлечься от ужасов службы в рядах немецкой армии (из-за которой его в ближайшем будущем ждала неизлечимая болезнь), воспользовался теорией Эйнштейна для того, чтобы показать следующее: объект, обладающий достаточно большой силой тяжести, создает в пространстве «сингулярность». В этой точке пространство полностью обертывается вокруг объекта, не позволяя ничему, включая свет, покидать его ближайшие окрестности. Сегодня мы называем такие объекты черными дырами.

Общая теория относительности Эйнштейна привела его к той самой ключевой формуле, которую он искал, той, что помогает связать содержимое пространства с его поведением. Изучая эту формулу наедине с самим собой в кабинете и мысленно создавая одну модель Вселенной за другой, Эйнштейн оказался на пороге открытия расширяющейся Вселенной – на десяток с лишним лет раньше, чем ее обнаружил в своих исследованиях Эдвард Хаббл.

Базовое уравнение Эйнштейна подразумевает, что во Вселенной, в которой вещество распределено более менее равномерно, пространство не может быть «статическим». Космос не может просто «лежать себе», как нам подсказывает наша интуиция да и все имеющиеся на тот момент результаты астрономических наблюдений. Нет, все пространство вокруг нас должно постоянно пребывать в состоянии либо расширения, либо сокращения: пространство должно вести себя как надувающийся сдувающийся воздушный шарик, но не как шарик, надутый раз и навсегда до определенного размера.

Это беспокоило Эйнштейна. В кои-то веки этот смелый теоретик, не испытывавший доверия к авторитетам и никогда не боявшийся бросить вызов идеям традиционной физики, почувствовал, что зашел слишком далеко. Ни одно астрономическое наблюдение не предполагало расширяющейся модели Вселенной, потому что на тот момент астрономы располагали лишь информацией о движении ближайших к нам звезд и еще не могли определить расстояния до тех объектов, которые сегодня мы называем галактиками. Вместо того чтобы объявить всему миру, что Вселенная должна либо расширяться, либо сокращаться в объеме, Эйнштейн вновь засел за свое уравнение в поисках способа придать космосу статичность.

Вскоре он его нашел. Базовое уравнение Эйнштейна допускало присутствие члена с постоянным, но неизвестным значением, который отражал количество энергии, содержащейся в каждом кубическом сантиметре пустого пространства. Так как ничто не указывало на то, что этой постоянной величине следовало приписать то иное значение, Эйнштейн изначально приравнял ее к нулю. Теперь же Эйнштейн опубликовал научную статью, в которой показывал: если бы у этой постоянной величины, которую ученые позднее назовут космологической постоянной, было определенное значение, тогда статическое пространство – в нашем случае не какое-нибудь, а космическое – возможно. Таким образом, противоречие теории Эйнштейна имеющимся на тот момент представлениям о Вселенной было исчерпано и уравнение можно было считать верным.

Однако предложенное Эйнштейном решение столкнулось с серьезными трудностями. В 1922 году российский математик Александр Фридман доказал, что статическая Вселенная Эйнштейна нестабильна, словно карандаш, стоящий на грифельном острие. Малейшее изменение – и пространство тут же начнет расширяться или сокращаться. Сначала Эйнштейн отверг написанное Фридманом, но позднее признал ошибочность своей оценки и опубликовал новую статью, отзывая критику и объявляя теорию Фридмана верной. В конце 1920-х годов Эйнштейн пришел в полный восторг, узнав об открытии Хабблом расширяющейся Вселенной. Как вспоминает Георгий Гамов, Эйнштейн назвал тогда космологическую постоянную своей грубейшей ошибкой. За исключением нескольких космологов, которые продолжали придерживаться ненулевого значения космологической постоянной (при этом отличного от того, что когда-то предлагал сам Эйнштейн) в попытках объяснить свои некоторые загадочные наблюдения. Большинство из них затем оказались неверными, ученые всего мира вздохнули с облегчением: оказывается, космическое пространство прекрасно обходится без этой самой постоянной.

Точнее, это они так думали. Главная и самая увлекательная космологическая история конца XX века – тот сюрприз, что схватил всех космологов мира за одно ухо, как непослушных мальчишек, и пропел им новую мелодию в другое, – заключается в удивительной находке. В 1998 году было объявлено, что для Вселенной действительно характерна ненулевая космологическая постоянная. В пустом пространстве действительно есть энергия, называемая темной энергией, и ее крайне необычные свойства и есть то самое, от чего зависит будущее всей Вселенной.

Чтобы принять на веру такие серьезные утверждения, мы должны проследить за ключевыми этапами мышления космологов, которые пришлись на следующие 70 лет после открытия Хабблом расширяющейся Вселенной. Фундаментальное уравнение Эйнштейна допускает возможность того, что пространство обладает кривизной, которой математически можно придать положительное, нулевое отрицательное значение. Нулевая кривизна характерна для «плоского пространства», того самого, которое нашему разуму кажется единственно возможным положением вещей. Это пространство бесконечно простирается во все стороны, словно поверхность школьной доски, у которой нет ни конца, ни края. Пространство с положительной кривизной – это аналог поверхности шара: двухмерное пространство, искривление которого можно обнаружить только при использовании третьего измерения. Обратите внимание: центр такого шара – точка, не меняющая своего расположения независимо от расширения или сокращения двухмерной поверхности, – находится в третьем измерении. Ее не найти на самой поверхности, которая в данном раскладе представляет собой все мировое пространство.

Все поверхности с положительной кривизной обладают не только некой конкретной ограниченной площадью, но и ограниченным объемом. Для положительно искривленного космоса характерна следующая особенность: если вы покинете Землю и отправитесь в путешествие, на которое отведено очень и очень много времени, вы рано поздно вернетесь в пункт отправления, как Магеллан, путешествующий вокруг света. В отличие от сферических поверхностей с положительной кривизной, отрицательно искривленные пространства простираются бесконечно, хоть и не являются плоскими. Двухмерная поверхность с отрицательной кривизной напоминает собой бесконечное конное седло: в одном направлении оно загибается «вверх» (сзади наперед), а в другом – «вниз» (справа налево).

Если космологическая постоянная равна нулю, нам хватит всего двух чисел того, чтобы описать общие свойства Вселенной. Одно такое число – постоянная Хаббла – измеряет скорость, с которой Вселенная расширяется в данный момент; другое отражает кривизну пространства. Во второй половине XX века почти все космологи верили в то, что космологическая постоянная равна нулю, и считали своей приоритетной задачей изучение скорости расширения и кривизны космического пространства.

Оба значения можно найти с помощью точного измерения скоростей, с которыми объекты, расположенные от нас на разных расстояниях, удаляются еще дальше. Связь между расстоянием и этой скоростью – то, как быстро скорость удаления от нас галактик растет с увеличением расстояния до них, – позволяет получить значение постоянной Хаббла, а незначительные отклонения от общей тенденции, которые можно обнаружить только при изучении наиболее удаленных от нас объектов, помогают определить кривизну пространства. Когда астрономы наблюдают за объектами в миллиардах световых лет от Млечного Пути, они смотрят в столь далекое прошлое, что видят Вселенную не такой, какая она сейчас, но такой, какой она была спустя гораздо меньшее время с момента Большого взрыва. Наблюдения за галактиками в пяти и более миллиардах световых лет от Млечного Пути позволяют космологам восстановить картину огромной части истории расширяющейся Вселенной, в том числе стать свидетелями того, как менялась скорость расширения со временем, что и есть ключ к определению типа и значения кривизны пространства. Этот инструмент действителен хотя бы потому, что степень искривления пространства провоцирует малозаметные изменения в скорости, с которой Вселенная расширялась на протяжении последних нескольких миллиардов лет.

На практике астрофизики пока не могли реализовать эту заманчивую программу: у них не было возможности с достаточной точностью назвать приблизительные расстояния до галактических кластеров в миллиардах световых лет от Земли. Правда, у них оставался один козырь: если бы им удалось измерить среднюю плотность всего вещества во Вселенной – среднее количество граммов вещества на один кубический сантиметр пространства, – они могли бы сравнить полученное число с «критической плотностью», значение которой было предсказано в описывающих расширяющуюся Вселенную уравнениях Эйнштейна. Критическая плотность определяет точную плотность вещества, соответствующую Вселенной с нулевой кривизной пространства. Если фактическая плотность оказывается выше этого значения – перед нами Вселенная с положительной кривизной. В таком случае (и при нулевой космологической постоянной) Вселенная в какой-то момент прекратит расширяться и начнет сокращаться. Если же фактическая плотность равняется критической или оказывается ниже ее значения, тогда Вселенная будет расширяться бесконечно. Полноценное равенство фактического и критического значения плотности возможно в космосе с нулевой кривизной, а во Вселенной с отрицательным искривлением фактическая плотность меньше критической.

К середине 1990-х годов космологи поняли, что, даже если учесть в расчетах всю темную материю, к тому моменту уже обнаруженную по ее гравитационному воздействию на обычное видимое вещество, суммарная плотность вещества в нашей Вселенной едва достигнет и четверти значения критической плотности. Результат не то что бы удивительный – он всего лишь подразумевает, что Вселенная никогда не перестанет расширяться и мы живем в космическом пространстве с отрицательной кривизной. Но это, безусловно, огорчило тех, кто уже привык считать, что кривизна пространства равна нулю.

Данное убеждение было основано на так называемой инфляционной модели Вселенной, которая получила свое название в эпоху стремительно растущего индекса потребительских цен[21]21
  Здесь присутствует отсылка к «инфляции» – термину, обозначающему рост цен в экономике.


[Закрыть] (да, неизобретательно). В 1979 году Алан Гут, физик из Стэнфордского центра линейного ускорителя, что в Калифорнии, выдвинул гипотезу о том, что в первые мгновения своего существования Вселенная расширилась с невероятной скоростью – столь высокой, что отдельные частички вещества разлетелись прочь друг от друга со скоростью, существенно превышающей скорость света. Но разве, согласно специальной теории относительности Эйнштейна, скорость света не является максимально возможной любого вида движения? Не совсем. Эйнштейновское ограничение применимо только к объектам, движущимся в пространстве, но не к расширению пространства как таковому. В эпоху инфляции, которая продолжалась с 10^-37 до 10^-34 секунды после Большого взрыва, Вселенная увеличилась примерно в 10⁵⁰ раз.

Что же вызвало столь невообразимое расширение космоса? Гут предположил, что все космическое пространство, вероятно, прошло сквозь некое «фазовое превращение»: что-то вроде того, что происходит с водой, когда она очень быстро превращается в лед. После ряда существенных корректировок и дополнений от коллег Гута из Советского Союза, Объединенного Королевства и Соединенных Штатов идея ученого показалась столь заманчивой, что возглавила список теорий о зарождении Вселенной и оставалась на его первой строке в течение 20 лет.

Так почему же инфляция кажется столь заманчивой? Дело в том, что эпоха инфляции объясняет тот факт, что Вселенная со всеми ее общими свойствами выглядит одинаково, куда бы мы ни глядели: все, что мы видим (и на самом деле гораздо больше), появилось и раздулось из одной-единственной крошечной точки в пространстве, наделяя своими локальными свойствами целую огромную Вселенную. У теории есть и ряд других преимуществ, отметим только, что любители строить модели Вселенной в уме их признают. Но кое-что все же стоит упомянуть отдельно. Инфляционная модель дает один непосредственный и проверяемый прогноз: пространство нашей Вселенной должно быть плоским, без каких-либо положительных или отрицательных значений кривизны – таким же плоским, каким оно видится нам на уровне интуиции.

Согласно этой теории, плоская форма пространства является следствием того самого гигантского расширения, что произошло в эпоху инфляции. В качестве художественного примера вообразите себя на поверхности воздушного шарика – а теперь пускай он увеличится во столько раз, что вы даже нули: в множителе посчитать не сумеете. После такого расширения та часть шара, которую вы способны увидеть, будет казаться плоской, как бабушкин блинчик. Именно таким и должен в итоге оказаться тот космос, который мы в принципе смеем надеяться когда-либо измерить, – если, конечно, инфляционная модель окажется достоверной картинкой реальной Вселенной.

Однако суммарная плотность вещества достигает лишь около одной четверти от значения, необходимого для придания пространству совершенной плоскости. В 1980-х и 1990-х годах многие убежденные теоретики среди космологов верили: так как инфляционная модель должна оказаться верной, новые данные когда-нибудь закроют этот космический пробел в массе, выраженный в несоответствии фактической суммарной плотности вещества, указывавшей на отрицательную кривизну пространства и ее критического значения, необходимого плоского космоса. Их убежденная вера помогала им двигаться дальше, хотя убежденные наблюдатели среди космологов и насмехались над теоретиками за излишнее доверие к теоретическому анализу.

И тут насмешки прекратились.

В 1998 году две соперничавшие команды астрономов объявили о ряде новых открытий, которые подтверждали существование ненулевой космологической постоянной. Ее значение отличалось от того, что когда-то предложил Эйнштейн в целях сохранения статичности своей Вселенной. Была дана принципиально иная величина, и она показывала, что Вселенной предстоит расширяться бесконечно и все быстрее и быстрее.

Если бы теоретики просто заявили о том, что придумали еще одну модель Вселенной, мир вряд ли бы обратил на них серьезное внимание и недолго помнил бы об этом в принципе. В данном случае уважаемые эксперты по наблюдению за реальной Вселенной выказали друг к другу недоверие, проверили подозрительную активность своих соперников и обнаружили, что согласны и с данными, и с выводами друг друга. Результаты наблюдений не только подтверждали наличие космологической постоянной, не равной нулю, но и смогли приписать этой постоянной значение, делающее наше пространство плоским.

Простите, что-что? Как вы сказал!? Космологическая постоянная, которая выравнивает пространство до плоского состояния? Вы намекаете, что мы все, как Королева из «Алисы в Зазеркалье», верим «в десяток невозможностей до завтрака»[22]22
  Льюис Кэрролл, «Алиса в Зазеркалье», глава 5 «Вода и вязанье».


[Закрыть]? Однако при более зрелом размышлении вы убедитесь в том, что, если, как оказалось, в пустом пространстве все же имеется энергия (!), значит, эту энергию можно выразить в виде массы согласно знаменитому уравнению Эйнштейна, где E = mc². При наличии энергии E вы можете вывести соответствующее ей значение массы m, равное E, разделенной на c². Тогда вы получите суммарную плотность, составленную из двух отдельных величин: плотности вещества и плотности энергии.

И вот эту самую новую суммарную плотность и следует сравнивать с критической. Если их значения равны, значит, мы имеем дело с плоским пространством. Это соответствует прогнозам инфляционной модели о плоском пространстве, которой совершенно все равно, откуда берется значение суммарной фактической плотности вещества во Вселенной: составляйте из чего хотите – вещества, энергии или и того и другого, главное – конечный результат.

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]23
  От англ. Туре Ia или SN Ia (где SN = Supernova).


[Закрыть] 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.

В 1990-е годы две команды специалистов по сверхновым звездам – одна из Гарварда, а другая – из Калифорнийского университета в Беркли – усовершенствовали эту методику, найдя способ компенсировать в своих расчетах небольшие, но реальные различия между сверхновыми типа Ia, которые можно отследить по их спектрам. Чтобы воспользоваться новеньким блестящим ключом от расстояний до самых далеких сверхновых звезд, исследователям был нужен телескоп, способный наблюдать за далекими галактиками и записывать свои наблюдения с ювелирной точностью. Они обратились к телескопу Хаббла, который в 1993 году получил новое основное зеркало (старое было изготовлено с погрешностью). С помощью наземных телескопов эксперты по сверхновым звездам обнаружили десятки объектов типа Ia в галактиках в миллиардах световых лет от Млечного Пути и запросили аудиенцию у телескопа Хаббла, чтобы повнимательнее изучить недавно обнаруженные сверхновые звезды.

1990-е годы подходили к концу, две команды наблюдателей за сверхновыми звездами соревновались друг с другом за право первой представить новую и улучшенную версию «диаграммы Хаббла» – ключевого космологии графика, на который расстояния удаленности от нас галактик наносятся в соответствии со скоростями, с которыми эти галактики удаляются от нас. Астрофизики вычисляют значения таких скоростей на основании эффекта Доплера (более подробно о нем – в главе 13), который изменяет цвет излучения галактик в зависимости от той скорости, с которой эти галактики от нас удаляются.

Соответствующие каждой галактике удаленность и скорость дальнейшего удаления отмечены на диаграмме Хаббла. В случае с относительно близкими галактиками кривая, соединяющая эти точки, вполне синхронно идет вверх, так как одна галактика, удаленная от нас в два раза больше, чем другая, демонстрирует и в два раза большую скорость удаления. Прямую пропорциональность между расстояниями до галактик и их скоростями удаления можно алгебраически выразить законом Хаббла – простым уравнением, описывающим базовые повадки Вселенной: v = H₀ х d. Здесь v представляет собой скорость удаления, d – расстояние, а H₀ – это универсальная постоянная (постоянная Хаббла), которая описывает всю Вселенную целиком в любой конкретный момент времени. Сторонние наблюдатели со всей Вселенной, изучая ее через 14 миллиардов лет после Большого взрыва, обнаружат, что галактики удаляются согласно описанной законом Хаббла формуле, и каждый такой наблюдатель получит одно и то же значение постоянной Хаббла, хотя назовут ее все они, конечно, по-разному. Эта предполагаемая межкосмическая демократия лежит в основе всей современной космологии. Мы не можем доказать, что вся Вселенная без исключения следует принципам этой демократии. Возможно, далеко за пределами доступной нам видимости космос ведет себя совсем иначе, чем «здесь». Но космологи отвергают подобные идеи, по крайней мере видимой и наблюдаемой нами Вселенной. Так что будем считать, что формула v = H₀ х d представляет собой универсальный – вселенский! – закон.