Гравитация удерживает планеты на их орбитах и связывает между собой галактики в огромные скопления. Начиная со времен Ньютона и до конца 1990х гг. отличительной чертой гравитации счита лось притяжение. И хотя общая теория относительности Эйнштейна допускает, что силы гравитации могут быть отталкивающими, большинство физиков считало это лишь теоретически возможным. До недавнего времени и астрономы были убеждены, что гравитация лишь замедляет расширение Вселенной.

В 1998 г. ученые обнаружили отталкивающие силы гравитации. Исследуя далекие сверхновые, они заметили, что их свечение слабее ожидавшегося. Наиболее вероятным объяснением было то, что свет от сверхновых, взорвавшихся миллиарды лет назад, прошел расстояние большее, чем предсказывали теоретики, а значит – расширение Вселенной не замедляется, а ускоряется. Такое представление настолько кардинально меняло традиционные представления, что некоторые астрономы попытались объяснить меньшую яркость сверхновых какимито иными причинами, например, поглощением света межгалактической пылью. В последние годы наблюдения еще более далеких сверхновых подтвердили новую гипотезу. Однако всегда ли расширение Вселенной шло с ускорением или оно возникло сравнительно недавно, около 5 млрд. лет назад?

Если бы выяснилось, что расширение ускорялось с самого начала, ученым пришлось бы пересмотреть представления об эволюции Вселенной. Если же, как полагают космологи, ускорение началось лишь недавно, то, установив, когда галактики начали набирать скорость, ученые смогли бы понять причину перехода от замедления к ускорению и предсказать судьбу Вселенной.

Битва титанов

75 лет назад американский астроном Эдвин Хаббл (Edwin Hubble) открыл расширение Вселенной, обнаружив, что далекие галактики удаляются от нас быстрее, чем близкие: скорость удаления галактики равна расстоянию до нее, умноженному на некий коэффициент, названный постоянной Хаббла. В контексте общей теории относительности Эйнштейна закон Хаббла отражает однородное расширение пространства или увеличение размеров Вселенной.

В теории Эйнштейна представление о гравитации как силе взаимного притяжения справедливо для всех известных форм вещества и энергии. Поэтому из общей теории относительности следует, что расширение Вселенной должно замедляться тем быстрее, чем выше плотность вещества и энергии в ней. Однако теория допускает существование форм энергии с необычными свойствами, при которых гравитация становится силой взаимного отталкивания. То, что расширение Вселенной не замедляется, а ускоряется, доказывает, что такая форма энергии существует. Ее назвали темной энергией.

Характер расширения Вселенной определяется борьбой двух титанических сил: гравитационного притяжения и гравитационного отталкивания. Что победит в этом противоборстве, определяется соотношением плотностей сил притяжения вещества и сил отталкивания темной энергии. По мере расширения Вселенной плотность вещества в ней уменьшается, поскольку увеличивается объем пространства. Хотя о темной энергии известно мало, предполагают, что с расширением Вселенной ее плотность меняется незначительно.

Космологи считают, что расширение Вселенной не всегда ускорялось. В соответствии с космологической теорией, галактики, их скопления и более крупные структуры возникли из малых неоднородностей плотности вещества в молодой Вселенной, выявленных при наблюдении реликтового излучения. Более сильное гравитационное притяжение в областях большей плотности вещества тормозило их расширение, что позволило им стать гравитационно-связанными объектами – от галактик наподобие нашей до гигантских скоплений. Но если бы расширение Вселенной ускорялось с самого начала, оно бы растянуло эти структуры еще до того, как они сформировались. Кроме того, два ключевых свойства ранней Вселенной – характер вариаций реликтового излучения и распространенность легких элементов, образовавшихся в первые мгновения после Большого взрыва, – не согласовались бы с результатами наблюдений.

Представьте себе сверхновую, которая взорвалась, когда размер Вселенной составлял половину сегодняшнего (слева). Ко времени, когда излучение от взрыва достигло нашей Галактики, длины его волн удвоились, сместив спектр в красную сторону (справа). (Галактики изображены не в масштабе: относительные расстояния между ними гораздо больше.) Если бы расширение Вселенной замедлялось, сверхновая должна была бы быть ближе к нам и ярче, чем ожидается, а если бы оно ускорялось, то сверхновая оказалась бы дальше и тусклее (см. график).

Тем не менее важно найти прямые свидетельства замедления расширения Вселенной на раннем этапе, что укрепило бы стандартную космологическую модель и дало ключ к пониманию причин сегодняшнего ускорения расширения. Наблюдая в телескоп далекие объекты, ученые исследуют историю Вселенной, зашифрованную в соотношении между расстояниями до галактик и скоростя( ми их удаления. Если расширение Вселенной замедляется, скорости далеких галактик должны быть больше предсказанных законом Хаббла, а если оно ускоряется – меньше. Иными словами, если расширение ускоряется, галактика с данной скоростью должна лежать дальше, чем ожидается, а значит, ее светимость должна быть меньше.

Охота за сверхновыми

Чтобы проверить последнее утверждение, нужно найти такие астрономические объекты, для кото рых известна светимость – количество излучения, спускаемое за секунду, – и которые присутствуют во всех областях Вселенной. Этим условиям отвечают сверхновые типа Ia. Вспышки таких сверхновых столь ярки, что наземные телескопы обнаруживают их на расстоянии в половину размера видимой Вселенной, а космический телескоп «Хаббл» – на еще большем расстоянии. За последние 10 лет астрономы точно измерили светимость сверхновых типа Ia, так что по яркости их взрывов можно определять расстояния до них. А скорость удаления галактики, в которой находится сверхновая, вычисляют по величине красного смещения линий в спектре. Длина волны света, испущенного в эпоху, когда размер Вселенной составлял половину современного, сегодня должна стать вдвое больше, а значит, линия в спектре должна сместиться в красную сторону. Измерив красные смещения и видимые яркости многих сверхновых, расположенных на разных расстояниях от нас, можно восстановить историю расширения Вселенной.

К сожалению, сверхновые типа Ia редки. В галактике, аналогичной нашей, они вспыхивают раз в несколько столетий, и чтобы их обнаружить, необходимо провести многократную съемку участка неба, содержащего тысячи галактик, и сопоставить полученные изображения. Собранные за 1998 г. данные, свидетельствующие об ускорении расширения Вселенной, получены двумя группами астрономов, которые искали сверхновые, взорвавшиеся около 5 млрд. лет назад, когда размер Вселенной составлял примерно 2/3 нынешнего. Однако некоторые специалисты сомневаются, что результаты наблюдений правильно истолкованы. В принципе, более слабую, чем ожидалось, яркость сверхновых можно объяснить не ускорением расширения Вселенной, а иной причиной. Например, их свет может быть ослаблен межгалактической пылью. А возможно, что светимость древних сверхновых была меньшей, поскольку химический состав Вселенной отличался от нынешнего – в нем было меньше тяжелых элементов, образующихся в результате ядерных реакций в звездах.

Если оба предположения верны, то наблюдаемые эффекты должны усиливаться с ростом красного смещения. Если же «виновато» ускоренное расширение Вселенной в более позднее время, после периода замедления, то очень далекие сверхновые должны выглядеть более яркими. Следовательно, наблюдения сверхновых, взорвавшихся, когда размер Вселенной был меньше 2/3 современного, могут свидетельствовать в пользу той или иной гипотезы.

Нелегко обнаружить сверхновую типа Ia, взорвавшуюся, когда размер Вселенной был около половины нынешнего, ведь ее яркость примерно в 10 млрд. раз меньше, чем у Сириуса – самой яркой звезды, наблюдаемой с Земли. Наземные телескопы не в состоянии зафиксировать подобные объекты, но космический телескоп «Хаббл» может. В 2001 г. один из авторов этой статьи (Рисс) сообщил, что телескопу «Хаббл» удалось заметить очень далекую сверхновую типа Ia (обозначенную как SN1997ff). Судя по красному смещению, она взорвалась около 10 млрд. лет назад, когда размер Вселенной составлял примерно 1/3 современного, и яркость ее гораздо больше той, какая должна быть согласно гипотезе о поглощении света космической пылью. Это стало первым прямым свидетельством того, что период замедления расширения Вселенной действительно был. Мы ожидали, что обнаружение сверхновых с еще большим красным смещением позволит точно установить время перехода от замедления к ускорению.

В 2002 г. размещение Усовершенствованной обзорной камеры на космическом телескопе «Хаббл» превратило его в инструмент поиска далеких сверхновых. Рисс вместе с коллегами обнаружил шесть сверхновых, взорвавшихся, когда размер Вселенной был менее половины нынешнего (более 7 млрд. лет назад). Вместе с SN1997ff это самые далекие из всех замеченных до сих пор сверхновых типа Ia. Наблюдения подтвердили существование раннего периода, когда расширение Вселенной замедлялось. «Точка перехода», когда замедление сменилось на ускорение, удалена от нас примерно на 5 млрд. лет. Это соответствует ожиданиям космологов.

Наша космическая судьба

Изучение древних сверхновых дало ключ к пониманию темной энергии. Основным кандидатом на ее роль стала энергия вакуума, математически эквивалентная космологической постоянной, введенной Эйнштейном в 1917 г. Поскольку великий ученый стремился создать стационарную модель Вселенной, для уравновешивания гравитационного притяжения вещества он ввел «жульнический космологический фактор». Плотность этой космологической константы составляла половину плотности вещества. Но чтобы вызвать ускорение расширения Вселенной, плотность этой константы должна быть вдвое больше плотности вещества.

Откуда может взяться такая плотность энергии? Принцип неопределенности в квантовой механике требует, чтобы вакуум был заполнен виртуальными частицами, непрерывно возникающими и исчезающими. Но когда теоретики попытались вычислить плотность энергии, связанной с квантовым вакуумом, то получили значение на 55 порядков выше необходимого. Будь плотность энергии вакуума такой большой, все вещество Вселенной сразу разлетелось бы в разные стороны и галактики не смогли бы образоваться.

Такое расхождение назвали главным затруднением теоретической физики. Но, может быть, как раз в нем заключены ее перспективы. Теоретики ожидают, что учет нового принципа симметрии покажет, что энергия квантового вакуума равна нулю. Если так, то ускорение расширения Вселенной вызвано иной причиной.

Предлагается множество идей: от влияния скрытых размерностей Вселенной до энергии, связанной с новым полем, которое иногда называют квинтэссенцией («пятой сущностью»). В целом все предлагаемые гипотезы рассматривают темную энергию, плотность которой не остается постоянной и обычно уменьшается по мере расширения Вселенной (но может и возрастать). Не исключено, впрочем, что темной энергии вообще нет и нужно пересмотреть теорию гравитации Эйнштейна. Поскольку варианты моделей предполагают разный характер изменения темной энергии, меняются и значения того рубежа, когда замед( ление расширения сменилось его ускорением. Если с расширением Вселенной плотность темной энергии уменьшается, этот рубеж будет в более раннее время, чем в случае роста плотности темной энергии с расширением Вселенной. Модели, основанные на новых теориях гравитации, также приводят к различным значениям времени перехода от замедления к ускорению. Последние наблюдения сверхновых согласуются с теориями, в которых плотность темной энергии остается постоянной, но не противоречат и тем моделям, в которых она слабо меняется. Отброшены были только варианты, предполагающие значительное изменение плотности темной энергии.

ТОЧКА ПЕРЕХОДА
Наблюдения далеких сверхновых показывают, что до начала ускорения расширение Вселенной замедлялось (см. левый график). Астрономы нашли, что сверхновые типа Ia с красными смещениями более 0,6 ярче, чем они могли быть, если бы расширение Вселенной всегда ускорялось или если бы их свет ослабляла межгалактическая пыль. (Каждая точка на графике есть среднее для сверхновых с близкими значениями красного смещения.) Точка перехода в расширении Вселенной от замедляющегося к ускоряющемуся отстоит от нашей эпохи примерно на 5 млрд. лет в прошлое. Если астрономы сумеют определить данный момент точнее, они узнают плотность темной энергии в то время и, возможно, поймут природу этой энергии (правый график).

До сих пор телескоп «Хаббл» остается единственным инструментом для поиска далеких сверхновых, рассказывающих о ранних этапах расширения Вселенной. Но ему уже помогают несколько наземных программ, повышающих точность измерений. Министерство энергетики США и NASA готовят совместный проект – «Объединенная миссия по изучению темной энергии» (Joint Dark Energy Mission, JDEM), в котором для поиска тысяч сверхновых типа Ia используется двухметровый широ( коугольный космический телескоп. «Охотники за сверхновыми» надеются, что JDEM будет запущен в начале следующего десятилетия.

Раскрыв тайну ускорения расширения Вселенной, ученые смогут прогнозировать ее судьбу. Если плотность темной энергии остается постоянной или растет со временем, то примерно через 100 млрд. лет красное смещение почти всех галактик станет таким большим, что их уже нельзя будет увидеть. Если же плотность темной энергии уменьшается, то в будущем снова станет преобладать вещество и мы не потеряем возможность изучать Вселенную. Если плотность темной энергии непрерывно растет, то Вселенная со временем придет к «гиперускоренному» расширению, в результате чего сначала галактики, а затем звездные системы, планеты и даже атомные ядра разлетятся в разные стороны. Если же темная энергия уменьшится до отрицательных значений, Вселенная коллапсирует. Единственный способ предсказать наше космическое будущее - выяснить природу темной энергии.

Адам Рисс и Майкл Тернер («В мире науки», №5, 2004)

Комментарии (1):

Только зарегистрированные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите или зарегистрируйтесь пожалуйста.