Текст книги "Невидимая Вселенная. Темные секреты космоса"
Автор книги: Йостейн Кристиансен
сообщить о нарушении
Текущая страница: 11 (всего у книги 15 страниц)
2.16. Так существует ли темная материя?
Так что же получается? Темная материя – это Нептун или Вулкан? Как уже говорил, я сам придерживаюсь мнения большинства астрономов и почти уверен, что темная материя существует.
Должно же быть какое-то объяснение у наших наблюдений за Вселенной. Мы рассмотрели ряд примеров, и все они указывают в сторону темной материи. Игнорировать проблему карликовых галактик не стоит, но все же галактики представляют собой сложные системы, в которых мы еще не полностью разобрались, и есть неплохой шанс, что проблема исчезнет, когда наши знания усовершенствуются.
В начале книги я писал, что смелые заявления требуют надежных доказательств – это я намекал на самонадеянное заявление о том, что Вселенная состоит на 95 процентов из темной материи и энергии. Пусть темная энергия немного постоит в сторонке, а вот что насчет темной материи? Есть ли у нас надежные доказательства ее существования? Ну если честно, то… нет. У нас есть ряд наблюдений за совершенно разными свойствами Вселенной, и все, как одно, свидетельствуют о существовании темной матери, а это неплохой знак, скажу я вам.
Но теперь остался последний кирпичик – открытие частицы темной материи. И только когда физика элементарных частиц и астрофизика, досконально изучив даже самые незначительные мелочи, сойдутся на едином мнении, мы получим те самые надежные доказательства.
Я постарался донести и еще одну мысль: заявление о существовании большого количества темной материи, возможно, в конце концов, не такое уж смелое. Мы уже изучили невидимые частицы, встречающиеся в огромных количествах, – нейтрино. Мы также знаем, что Стандартная модель физики элементарных частиц не дает нам полной картины микроскопического мира. У нас есть веские основания полагать, что большое количество невидимых частиц пока просто не удалось обнаружить. В общем, признаки существования темной материи имеются, так что эту гипотезу чересчур смелой не назовешь.
А как быть с альтернативными теориями, например MOND? Они неплохо справляются со своей задачей внутри галактик, а вот за их пределами дела обстоят хуже. Сегодня вопросов к ним гораздо больше, чем к концепции темной материи. И тем не менее даже здорово, что остались ученые, старательно изучающие альтернативные гипотезы. Пока частица темной материи не найдена, рано полностью забрасывать иные варианты.
Ранее в книге мы использовали наблюдения Веры Рубин за вращающимися галактиками как один из нескольких убедительных фактов, указывающих на существование темной материи. Так что же получается, Вера Рубин – мать темной материи? В 2005 году в интервью научно-популярному журналу New Scientist она заявила: «Если бы я имела возможность выбирать, то предпочла бы, чтобы дальние гравитационные взаимодействия могли быть описаны модифицированными законами Ньютона. Мне это представляется более привлекательным, чем необходимость допущения неизвестного до сих пор вида элементарных частиц».
Вера Рубин мечтала о MONO.
3. Темная энергия
Темную материю и темную энергию я проиллюстрировал с помощью яблок в саду Исаака Ньютона. Яблоко из темной материи было не только невидимо, но и проходило сквозь землю, при этом не замедляясь. Находясь в саду Ньютона, мы также познакомились с темной энергией. Яблоко из темной энергии было таким же невидимым, как и яблоко из темной материи, но оно падало вверх! Темная энергия действует как отталкивающая сила гравитации.
3.1. Так экзотична, так проста!
Как я упоминал в начале книги, считается, что Вселенная состоит на 5 процентов из обычной материи, на 25 – из темной материи и на 70 – из темной энергии. Только представьте: больше половины книги уже позади, но только сейчас мы приступаем к главному ингредиенту Вселенной – темной энергии. Почему же ей достается намного меньше внимания, чем темной материи? Одна из причин, конечно же, заключается в том, что мы уже потратили много времени на изучение общих свойств Вселенной и способов наблюдения за ними. Мы поняли, что такое скопления галактик и реликтовое излучение. Теперь настало время пожинать плоды наших стараний. Другая причина заключается в том, что мы знаем о темной энергии гораздо меньше, чем о темной материи. Например, нет никаких экспериментов по поиску частицы темной энергии.
Но третья и, возможно, самая основная причина того, почему на темную энергию нам потребуется меньше времени, вот какая: темная энергия ведет себя гораздо проще. Понимаю, звучит странно. Когда явление настолько экзотично, что одновременно и невидимо, и связано с отталкивающей гравитацией, вполне естественно ожидать еще и эффектного поведения. Но именно отталкивающая гравитация обуславливает простоту темной энергии.
На карте реликтового излучения мы наблюдали множество пятен. Узор из пятен говорит о том, что в определенных точках Вселенной материя распределялась чуть более плотно, а в каких-то – чуть менее. Я еще назвал их семенами, из которых впоследствии произросло все во Вселенной. Дело в том, что гравитация притягивает обычную (ну и темную) материю. Силы притяжения заставляли плотные области притягивать к себе все больше и больше материи и становиться еще плотнее. Это, в свою очередь, усиливало гравитацию, а и без того плотные сгустки вещества впитывали еще больше материи. Из-за гравитации неоднородности во Вселенной постоянно усиливаются. А вот и результат: на сегодняшний день неоднородная Вселенная заполнена областями со сгустками материи, такими как скопления галактик, галактики и звезды. Пространство же между ними, по большому счету, пусто.
Этот эффект можно сравнить с распределением людей в большой столовой. Давайте представим, что места там гораздо больше, чем желающих пообедать. Общительным людям во время обеда свойственно садиться рядом. То есть получается, что большинство столов останутся совсем пустыми, в то время как у некоторых и яблоку будет негде упасть. Люди притягивают друг друга и объединяются в несколько групп.
Обратный эффект в той же столовой создают интроверты– одиночки, которые просто хотят спокойно пообедать, читая газету. Тогда можно представить, что между людьми тоже существуют некие отталкивающие силы. Все новоприбывшие из таких одиночек постараются сесть подальше от ближайшего соседа. В результате все рассядутся достаточно равномерно. И вместо скоплений тех, кто любит пообщаться, перед нами появится равномерная и одиночная рассадка.
То же самое происходит и с темной энергией. Отталкивающая гравитация заставляет темную энергию противостоять образованию скоплений. Вместо этого она накрывает Вселенную тонким ровным одеялом. А без скоплений все становится гораздо проще: никаких комков ни в галактиках, ни в скоплениях галактик – все однородно.
(Строго говоря, темная энергия может немного накапливаться, в зависимости от того, что на самом деле из себя представляет. Но космологическая постоянная не образует сгустков темной энергии.)
3.2. Ускоряющееся расширение Вселенной
Темная энергия связана с мощными взрывами звезд, протяженностью волн в миллиарды галактик и судьбой Вселенной. С темной энергией связан также величайший ум прошлого столетия, Альберт Эйнштейн, и его «величайшая ошибка».
Но раз темная энергия распределена по миру равномерно, напрашивается вопрос: как же нам ее обнаружить? Или вообще понять, что темная энергия из себя представляет? А ответ такой: надо изучить историю Вселенной, ведь так отталкивающая гравитация наверняка хоть где-то, да проявит себя.
Вселенная расширяется
Вселенная не статична, а постоянно расширяется. Это стало известно уже в 1920-х годах, благодаря наблюдениям, которые вымостили дорогу к современным представлениям о Вселенной, порожденной Большим взрывом. Давайте-ка посмотрим, как открыли расширение Вселенной. Это по меньшей мере просто интересно. А еще метод исследования был практически идентичен тому, при помощи которого спустя почти 70 лет открыли темную энергию.
Все началось в 1915 году. Тогда Альберт Эйнштейн закончил работу над общей теорией относительности – к ней мы вскоре вернемся. Затем американский астроном Весто Слай– фер опубликовал результаты серии измерений, которые показали, что большинство галактик удаляется от нас. Однако измерения Слайфера были довольно неточными, а потому окончательный вывод о расширении Вселенной сделали лишь через несколько лет.
Следующий научный прорыв произошел в 1929 году благодаря наблюдениям американского астронома Эдвина Хаббла. Ученый измерил расстояние до 24 галактик и их красное смещение. Он определил расстояния, измерив яркость цефеид, звезд с известной светимостью, так же как это ранее сделал Фриц Цвикки. И, кстати, красное смещение тоже должно было вам напомнить о Фрице Цвикки и Вере Рубин. Как и эти ученые, Хаббл вспомнил тот факт, что у газов уникальные «отпечатки пальцев» – так называемые спектральные линии, то есть каждый газ излучает световые волны определенной длины. И точно так же, как Цвикки и Рубин, Хаббл обращал внимание на то, насколько смещались эти длины волн, и использовал это впоследствии для измерения скорости удаления или приближения галактик относительно Солнечной системы. Результат оказался ошеломляющим. Выяснилось, что чем больше расстояние между галактиками, тем выше скорость их взаимного удаления друг от друга. И это едва не перевернуло наши представления о Вселенной.
Жорж Деметр осознал значение наблюдений Хаббла. Фотография, вероятно, сделана в 1933 году.
Хоть исследования и проводил Хаббл, вовсе не ему на ум пришла новаторская и правильная интерпретация данных. А додумался до этого бельгийский священник и астрофизик Жорж Леметр.
(До Леметра это сделал российский ученый А. А. Фридман, опубликовавший в 1922 г. в ведущем европейском журнале «Zeitschrift fur Physik» нестационарные решения уравнений Эйнштейна, описывающие расширяющуюся Вселенную. Редактор.)
Еще в 1927 году, за два года до статьи Хаббла, он сформулировал модель Вселенной, которая объясняла наблюдения американского коллеги. К сожалению, работу Леметра опубликовали в небольшом бельгийском научном журнале, а международную известность она получила лишь в 1931 году, после перевода на английский. Для создания модели Вселенной, способной расширяться или сжиматься, Леметр прибег к теории относительности Эйнштейна. Он также показал, что в такой модели расширение приведет к красному смещению света в отдаленных галактиках. Почему?
Когда я рассказывал о реликтовом излучении, мы поняли, что световые волны будут растягиваться и становиться длиннее по мере движения сквозь расширяющуюся Вселенную, прямо как нарисованная на надувающемся воздушном шаре линия. Во Вселенной этот эффект особенно хорошо заметен на отдаленных галактиках. Свет из таких галактик прошел долгий и нелегкий путь. Проходя через постоянно растущую Вселенную, световые волны растягиваются и становятся длиннее. Получаем красное смещение. Такой тип красного смещения называется космологическим (метагалактическим). Чем-то напоминает эффект Доплера, хотя он возникает по совершенно иной причине.
Во время наблюдения красного смещения трудно сказать наверняка, насколько оно обусловлено эффектом Доплера, а насколько – расширением Вселенной. На малых расстояниях, например между ближайшими галактиками и скоплениями галактик, эффект Доплера может быть больше космологического красного смещения. Но по мере увеличения расстояния космологическое красное смещение начинает преобладать, поскольку оно увеличивается с расстоянием, в отличие от эффекта Доплера. Хаббл открыл космологическое красное смещение, так как ему первому удалось провести точные наблюдения за спектрами наиболее далеких галактик.
Наблюдения Хаббла свидетельствуют о расширении Вселенной. А если Вселенная расширяется, то все, что мы видим вокруг себя, в прошлом было ближе друг к другу. Если отмотать время подальше назад, то мы увидим, что все располагалось друг к другу так близко, что ближе просто не придумаешь. Теория Л еметра и наблюдения Хаббла не только свидетельствовали о расширяющейся Вселенной – они еще и рассказали о Большом взрыве.
Астрономическое сообщество не сразу приняло идею Большого взрыва. Возможно, на это повлиял тот факт, что теорию выдвинул священник и в глазах многих концепция была уж слишком похожа на библейское сотворение мира. Но были и более обоснованные возражения. Например, измерения Хаббла показали, что Большой взрыв произошел около миллиарда лет назад, что намного меньше предполагаемого возраста современной Вселенной. Да и вообще, уже тогда считалось, что Земля сформировалась более миллиарда лет назад. Как-то подозрительно: планета старше Вселенной. Но, как мы уже убедились на примере измерений Фрица Цвикки, ранние измерения расстояний имели значительные погрешности, потому что цефеиды были недостаточно хорошо изучены. Таким образом, используя неправильные данные о светимости цефеид, Хаббл и Леметр получили неправильное значение скорости расширения Вселенной. Позже все встало на свои места и возраст расширяющейся Вселенной перестал вызывать подозрения в сравнении с возрастом Земли. Но до открытия реликтового излучения в 1964 году астрономическое сообщество весьма холодно принимало теорию Большого взрыва.
Изменение скорости расширения
Одно дело – определить скорость расширения Вселенной. И другое – выяснить, всегда ли она была такой.
Представьте, что вы подбрасываете камень. Сначала его скорость будет стремительно увеличиваться, но потом сила притяжения Земли заставит камень замедлиться. Примерно так и ведет себя Вселенная, где существует исключительно «притягивающая» гравитация. Сначала Вселенная будет крайне быстро расширяться, а затем гравитационные силы замедлят процесс. Расширение будет происходить все медленнее и медленнее. Однако с отталкивающей гравитацией мы получим обратный эффект. Если вы бросите в воздух камень, взаимодействующий с отталкивающей гравитацией, его скорость увеличится. Точно так же отталкивающие силы гравитации заставят Вселенную расширяться все быстрее и быстрее. Именно ускоренное расширение пространства является главным указателем на темную энергию.
Плохие новости для материальной Вселенной
Вплоть до середины 1990-х годов считалось, будто существует только «притягивающая» гравитация. Тогда самой основной задачей было определить количество материи во Вселенной. Если бы оказалось, что материи много, то гравитация бы рано или поздно сильно замедлила расширение, а в конечном итоге вообще заставила бы Вселенную сжиматься. Получился бы так называемый «Большой хлопок» (Big Crunch) – как Большой взрыв, только наоборот. А если бы оказалось, что материи мало, силы притяжения не смогли бы остановить расширение. По мере роста Вселенной расширение бы замедлялось. Но в то же время вещество, создающее притягивающую гравитацию, будет распространяться по постоянно возрастающему объему и торможение не сможет остановить расширение. Вселенная будет расширяться вечно. Вопрос о судьбе Вселенной стал одним из важнейших.
И хотя отталкивающая гравитация в стандартной картине Вселенной до этого отсутствовала, все больше людей задавались вопросом существования определенных отталкивающих сил.
С возрастом Вселенной тоже не все так гладко. Давайте снова представим подброшенный вверх камень. Только на этот раз вы его не трогали, а просто наблюдаете из окна, как камень пролетает мимо. Предположим, вы решили измерить скорость и вышло 10 км/ч. Эта скорость понадобится, чтобы вычислить, сколько времени прошло с того момента, как камень подбросили. Если предположить, что на камень действует притягивающая гравитация, то это будет означать, что до того, как он достиг окна, скорость превышала 10 км/ч. А если отталкивающая, то камень должен был двигаться медленнее 10 км/ч до встречи с окном. Если считать, что на камень действовала отталкивающая гравитация, то лететь он должен был гораздо дольше, чем под действием обычной. А виной тому более низкая скорость.
Аналогия со Вселенной очевидна. Хаббл и его последователи измерили скорость расширения сегодня. Если мы предположим, что во Вселенной есть отталкивающая гравитация, то раньше она расширялась бы медленнее. Таким образом, время, прошедшее с момента Большого взрыва, будет больше, чем если бы Вселенная подвергалась воздействию только обычной гравитации.
В начале 90-х ученые столкнулись еще с одной проблемой: казалось, будто некоторые из самых древних звезд старше самой Вселенной. Отталкивающая гравитация позволила разобраться с этим парадоксом. Ведь так возраст Вселенной увеличится, а парадокс исчезнет.
Тем временем другие астрономы изучали общую картину крупномасштабных структур во Вселенной. Они каталогизировали местоположения нескольких миллионов галактик. Впоследствии их можно было использовать как карту распределения вещества. Результаты можно сравнить с нашими теоретическими расчетами о распределении галактик, если бы на эволюцию Вселенной влияла только обычная гравитация. Теория и наблюдения не совпадали. В короткой статье, написанной Джорджем Эфстатиу в соавторстве с другими учеными и опубликованной в престижном научном журнале Nature в 1990 году, утверждается, что наблюдения лучше соответствуют теоретическим расчетам, если считать, что бблыпую часть Вселенной на сегодняшний день составляет темная энергия. Имеются и другие результаты исследований, указывающие в том же направлении.
Потребность в отталкивающей гравитации начала просачиваться сквозь трещины нашего понимания Вселенной. Но большинство астрономов все еще скептически относились к столь экзотическому явлению, как темная энергия. Смелые заявления требовали надежных доказательств, вот только доказательства эти отсутствовали. В 1998 году две группы ученых опубликовали свои измерения далеких сверхновых. А вместе со сверхновыми на повестке дня вновь оказался вопрос о темной энергии.
Путь, освещенный вспышками звезд
Вспышка сверхновой – одно из мощнейших явлений Вселенной, во время которого гигантские звезды разлетаются на части. Во время взрыва сверхновая может на пару дней или недель превзойти яркостью целую галактику Но тут речь идет не только об эффектном явлении. Ведь, несмотря на разрушительную природу вспышек сверхновых, своим существованием человечество обязано остаткам сверхновой.
Первоначально, когда реликтовое излучение только образовалось, во Вселенной не было практически ничего, кроме атомов водорода и гелия – легчайших химических элементов. Было, правда, незначительное количество еще двух элементов – лития и бериллия. А все остальные химические элементы образовались вследствие ядерных реакций в звездах. Соответственно, даже земные кислород и углерод появились благодаря звездам. Когда звезда гаснет и умирает, все элементы разлетаются по космосу и начинают объединяться в новые системы, такие, например, как наша Солнечная. А потому можно с полной уверенностью сказать, что люди состоят не только из углерода, но и из звездной пыли.
Только вот незадача: звездные ядерные реакции не вырабатывают химических элементов тяжелее кислорода. Тем не менее на Земле полно более тяжелых элементов, таких как железо и свинец, не говоря уже о кремнии, который составляет до 28 процентов массы Земли. Львиная доля этих элементов образовалась при вспышках сверхновых. Иными словами, мы не просто звездная пыль – мы еще и пыль сверхновой. Без сверхновых нас вообще бы не было.
Как и многое другое во Вселенной, сверхновые встречаются всевозможных форм и размеров. По сути, наш старый знакомый Фриц Цвикки, швейцарец, изучавший скопления галактик, был пионером в классификации сверхновых и разделении их на подгруппы.
Подкатегории характеризуются спектрами, содержащими следы разного количества химических элементов. Кроме того, сверхновые обладают разным периодом светимости. Но один тип сверхновых представляет для наших поисков темной энергии особый интерес – в классификации он называется «тип 1а».
На пике сверхновые этого типа пылают с одинаковой светимостью, поэтому астрономы могут использовать их как стандартные свечи. Помните, мы ранее говорили о пульсирующих переменных звездах с известной светимостью – цефеидах? Известная яркость позволяет нам рассчитать расстояние до цефеид, измерив количество получаемого света точно так же, как расстояние до особняка, когда мы смотрим на свет факелов вдоль дороги. Яркость цефеид привлекательна еще и потому, что их можно увидеть с большого расстояния. Мы уже поняли, что цефеиды светят в несколько десятков тысяч раз ярче Солнца. Но тут появляются новые стандартные свечи: вспышки сверхновых типа 1а, которые светят уже примерно в пять миллиардов раз ярче Солнца и в миллион раз ярче цефеид. А это дает нам возможность наблюдать за сверхновыми типа 1а, находящимися в тысячу раз дальше, чем цефеиды.
Но вспышки сверхновых встречаются редко и длятся недолго. Через несколько дней или недель после взрыва они уже начинают тускнеть. Кроме того, мы никогда не знаем, где и когда ожидать следующую вспышку. Следовательно, если использовать сверхновые для картографирования расстояний во Вселенной, необходимы систематические и точные исследования. Только в 1990-х годах ученые смогли начать использовать сверхновые для измерения Вселенной на гораздо большие расстояния, чем раньше. Результат оказался ошеломляющим.
Но, прежде чем восхищаться результатами, давайте посмотрим, что же такое сверхновая типа 1а. И почему у этих сверхновых именно такая светимость?
Лопнувшие от обжорства белые карлики
Сверхновые типа 1а образуются в двойных системах, где две звезды обращаются друг вокруг друга. Такое явление на просторах Вселенной не редкость. Но для рождения сверхновой типа 1а необходимо выполнить еще несколько условий. Для начала одна из звезд должна быть так называемым белым карликом.
Белые карлики – это старые потухшие звезды. Они израсходовали химические элементы, ранее служившие топливом для термоядерных реакций, а поэтому белый карлик лишь тлеет, излучая остатки былого тепла. Но не все звезды в конце своего жизненного пути превращаются в белые карлики. Какой будет смерть звезды, зависит по большей части от се первоначальной массы. Звезды в диапазоне от половины до восьми солнечных масс превращаются в белые карлики. Нашего любимого Солнца это тоже касается, но, к счастью, этой стадии оно достигнет лишь через миллиарды лет. А вот более массивные звезды в итоге превращаются в старые добрые нейтронные звезды или черные дыры. Ранее я писал, что бутылка из-под газировки с нейтронным веществом весила бы как вся вода в озере Мьёса. С белыми карликами дело обстоит несколько иначе, однако они настолько компактны, что та же бутылка с веществом белого карлика будет весить как реактивный самолет.
Эволюция живой звезды в белый карлик похожа на драматичный танец со смертью, в котором звезда сбрасывает с себя вещество. И поэтому масса оставшегося белого карлика никогда не будет превышать массу Солнца больше, чем в 1,44 раза. Это такая особая граница, известная как предел Чандрасекара, названный в честь индийского астрофизика Субраманьяна Чандрасекара (1910–1995). В активной звезде, где в центре происходят ядерные реакции, всегда будет сохраняться баланс между излучением термоядерных реакции, выталкивающим вещество звезды наружу, и силой гравитации, сжимающей звезду внутрь. В белом карлике же никаких ядерных реакций нет и в помине, однако гравитация по-прежнему не отступает. От коллапса звезду удерживает только то, что называется давлением вырожденного электронного газа. Это квантовомеханический эффект, заставляющий электроны сопротивляться сжатию. Как только масса белого карлика превышает верхний предел, давление электронного вырождения теряет свою власть. Равновесие между силой гравитации и силой давления, а значит, и сам белый карлик терпят крах.
Но как может белый карлик, масса которого в 1,44 раза больше массы Солнца, внезапно превысить этот магический предел? И вот тут в игру вступает вторая звезда-компаньон вместе со вторым условием образования сверхновой типа 1а. Если белый карлик обращается вокруг другой, как правило, более крупной звезды, гравитационная сила белого карлика сможет притянуть вещество своего компаньона. Обычные активные звезды обладают протяженной атмосферой, вещество которой непрерывно притягивается к поверхности белого карлика. Со временем белый карлик становится все более и более массивным, пока не достигнет предела Чандрасекара, и тогда… Бум! Вот вам и сверхновая типа 1а.
Понятное дело, ход событий, во время которых рождается сверхновая, значительно сложнее, чем просто взрыв, но общий принцип я вам описал. Удивительно, что все эти взрывы случаются с весьма схожими между собой звездами с практически одинаковой массой, а именно 1,44 массы Солнца. Поэтому и все вспышки сверхновых этого типа очень похожи, что позволяет нам использовать их в качестве мощных стандартных свечей. Правда, у этих сверхновых тоже есть различия. Точная светимость зависит, в частности, оттого, какой газ белый карлик притянул от соседней звезды. А еще эти различия заметны благодаря скорости затухания звезды.
(Некоторые сверхновые типа la образуются при столкновении двух белых карликов. У них может быть немного другая яркость, и об этом эффекте не стоит забывать при использовании сверхновых типа 1а в качестве стандартных свечей.)
Сегодня мы не сомневаемся, что во всем этом можно разобраться. Поэтому при обнаружении сверхновой типа 1а в далекой галактике мы можем изучить, насколько быстро уменьшается яркость в первые несколько дней. Таким образом нам удается довольно точно определить, какой была максимальная светимость, а потом сравнить с дошедшим до нас светом. Получается, с помощью простейшей математики можно рассчитать расстояние точно так же, как с цефеидами или факелами вдоль дороги.
Однако в сверхновых интересна не только их яркость. Еще можно наблюдать спектральные линии и, следовательно, красное смещение. Используя сверхновые в качестве стандартных свечей, можно сделать то же самое, что сделал Хаббл, когда открыл расширение Вселенной. Но сверхновые позволяют заглядывать гораздо дальше в космос, чем Хаббл со своими цефеидами вообще смел надеяться.
Таким образом, наблюдая далекие вспышки сверхновых, можно определить как расстояние (на основе яркости), так и степень расширения пространства с момента начала излучения света (через красное смещение). А еще, глядя на отдаленные объекты, мы заглядываем в прошлое. Чем дальше от нас сверхновая, тем более отдаленный период мы можем рассмотреть. Наблюдая за множеством сверхновых на различном расстоянии от Земли, мы словно создаем обратную временную шкалу истории Вселенной. Соответственно, мы можем измерить, как со временем меняется красное смещение. Значит, мы способны выяснить, насколько быстро Вселенная расширяется последние миллиарды лет. Взрывающиеся белые карлики становятся маяками, освещающими историю Вселенной. Помимо того, что вспышки сверхновых выполняют функцию стандартных свечей, остатки от взрывов можно считать одними из красивейших объектов во Вселенной. На рисунке вы увидите тысячелетние останки сверхновой звезды типа 1а, на которую весь мир мог любоваться в 1006 году нашей эры.
В 1006 году н. э. звездочеты со всего мира наблюдали за вспышкой сверхновой. В ходе исследований выяснилось, что, скорее всего, это сверхновая типа 1а. Так выглядят остатки взрыва сегодня. SN1006 (так называется эта сверхновая) находится в 7200 световых годах от нас, а точнее – в нашем галактическом райончике. На рисунке показаны наблюдения, сделанные с космической рентгеновской обсерватории «Чандра». Цвета изменены.
Открытие, потрясшее астрономический мир
Ежегодно в январе Американское астрономическое общество (American Astronomical Society) организовывает грандиозную конференцию. На таких встречах представляют многие новаторские результаты исследований. И конференция 1998 года не стала исключением. На ней объявили об открытии, которому суждено было перевернуть наш мир с ног на голову, а именно об открытии темной энергии.
Чуть менее чем за год до этого, в июле 1997 года, были представлены результаты исследовательского проекта Supernova Cosmology Project. Тогда еще без особых сенсаций. С 1988 года группа ученых под руководством Сола Перлмуттера занималась поиском далеких сверхновых. Они ставили перед собой цель описать историю расширения Вселенной, изучая взаимосвязь между красным смещением и яркостью от далеких сверхновых типа 1а. Однако вспышки сверхновых – явление не самое частое, поэтому для большей точности наблюдений ученые разработали методику, позволяющую сначала следить за обширными небесными пространствами, используя небольшой телескоп. А уже после обнаружения сверхновой маленьким телескопом можно было подключить к наблюдениям большой телескоп, использование которого обходилось недешево.
В статье 1997 года группа Перлмуттера представила наблюдения за семью далекими сверхновыми. Они также выяснили, из чего должна была состоять Вселенная, чтобы подтверждать эти наблюдения. Представленный результат соответствовал ожиданиям большинства современников. Наблюдаемые ими сверхновые свидетельствовали о том, что Вселенная наполнена обычным веществом и нет никакой потребности в добавлении странных ингредиентов, таких как темная энергия. В статье они даже пишут, что их результаты несовместимы со Вселенной, в которой преобладает темная энергия, но к собранию Американского астрономического общества шесть месяцев спустя все изменилось. Результаты, к которым теперь добавились несколько новых сверхновых, указывали на то, что Вселенная расширяется с увеличивающейся скоростью, Вселенная, в которой невероятно много отталкивающей гравитации.
Сол Перлмуттер, Брайан Шмидт и Адам Рисе руководили работой по наблюдениям сверхновых, рассказавших нам об ускоряющейся Вселенной.
Почему же всего за полгода выводы настолько изменились? А все потому, что было проанализировано большее количество сверхновых. В 1997 году ученые исследовали лишь семь сверхновых – не самая большая выборка, – а потому ошибка неудивительна. Одна из семи сверхновых выпадала из общей картины. Когда эту причуду сравнивали только с шестью другими сверхновыми, на странное поведение внимания не обратили. До конференции, состоявшейся в январе 1998 года, Перлмуттер и его коллеги проанализировали поведение 21 сверхновой. Странную сверхновую разоблачили, и результаты коренным образом изменились. Все указывало на ускоряющееся расширение Вселенной.
