Приямвада Натараджан - Карта Вселенной [Главные идеи, которые объясняют устройство космоса]

Ключом к решению проблемы стало изучение сверхновых звезд. Сейчас они превратились в один из важнейших инструментов астрономических исследований вообще. Но ученым потребовалось детальней разобраться с их физикой, чтобы оценить возможность использования сверхновых в качестве стандартных свечей. Все собранные данные стали складываться в общую картину к 1985 г., когда астроном-наблюдатель из Калтеха Уоллес Сарджент совместно со своим бывшим аспирантом Алексом Филиппенко (который к этому моменту был постдоком в Беркли) сумели заметить очень интересные закономерности в спектрах многих сверхновых. Они предположили, что такие звезды относятся к единому классу и имеют схожие характеристики. Изменение видимых величин сверхновых типа Ia сразу после взрыва, а именно кривая блеска, очень однородно. А когда сверхновые находятся на пике яркости, в их спектре наблюдается отпечаток химического элемента — кремния, образующегося при взрыве. Именно эти свойства и позволили использовать сверхновые класса Iа в качестве стандартных свечей, поскольку они являются особо яркими объектами со стандартными характеристиками, что делает их удобным инструментом, чтобы вглядываться дальше во Вселенную и назад во времени.

Подобно другим астрономическим объектам, наблюдаемая яркость любой сверхновой обратно пропорциональна квадрату расстояния до нее. В нашей локальной Вселенной красное смещение в спектре сверхновой пропорционально расстоянию до нее (это следует из закона Хаббла). Поэтому, построив график зависимости яркости сверхновой от степени красного смещения (диаграмму Хаббла) и убедившись в том, что эту сверхновую действительно можно использовать в качестве стандартной свечи, мы получаем возможность продлить данные вне графика диаграммы Хаббла. Конечно, это можно делать лишь при условии, что скорость расширения Вселенной не изменяется. Однако, как говорилось выше, эта скорость может меняться за то время, пока луч света доходит от сверхновой до нас, и при этом могут изменяться сами расстояния. Причем если скорость расширения Вселенной уменьшается (замедление процесса, чего следует ожидать во Вселенной с небольшим значением омеги и без космологической постоянной), то удаленная от нас сверхновая будет казаться более яркой, чем во Вселенной, расширяющейся с постоянной скоростью. Соответственно, в противном случае, когда скорость расширения Вселенной увеличивается (ускорение процесса, чего следует ожидать при ненулевом значении космологической константы, как отмечал Эддингтон), яркость сверхновой будет (при том же красном смещении) слабее, чем во Вселенной с нулевым значением лямбды. Кроме того, мы должны проверить, действительно ли используемые сверхновые являются стандартными свечами (то есть обладают ли все они одинаковой светимостью). Стоит отметить, что, хотя астрономы и отметили сходство сверхновых между собой, на практике встречаются и вариации, вследствие чего использование сверхновых в качестве стандартов измерения (линеек и свечей) требует от астрономов дальнейшего изучения их физических свойств и учета влияния и роли вариаций при практической обработке получаемых результатов. Детальное изучение экспериментальных данных, относящихся к взрывам ближайших к нам сверхновых, позволяет более точно калибровать отклонения от нормы, а затем применять эту калибровку для стандартизации более далеких сверхновых того же класса, то есть фактически сдвигать границы применимости диаграммы Хаббла на все более удаленные области Вселенной.

Именно такую идею предложил в 1990-х гг., выступая перед группой своих студентов и постдоков в Гарвардском университете, Роберт Киршнер, входивший ранее в состав команды, открывшей темную энергию в 1998 г. {11} Киршнер считался очень опытным астрономом-наблюдателем, отличавшимся тщательностью и осмотрительностью в своих исследованиях. Он был также уважаемым наставником Адама Рисса и Брайана Шмидта, о которых я буду рассказывать подробнее. В конце 1980-х и начале 1990-х гг. стало понятно, что для решения вопроса о разбегающейся Вселенной и согласования ее движения с ее содержимым лучше всего охотиться за сверхновыми. Однако для правильного использования этих линеек требовалось, прежде всего, научиться обнаруживать сверхновые на больших расстояниях и тщательно их откалибровать. Этот вызов приняли одновременно две независимые команды на Восточном и Западном побережье США. Первой в гонку вступила группа «Проект „Космология со сверхновыми“» (Supernova Cosmology Project) в Калифорнийском университете Беркли, выигравшая конкурс Национального научного фонда США, связанный с организацией междисциплинарных исследовательских центров по указанной проблеме. Центр астрофизики частиц в Беркли предложил «брак» двух дисциплин физики с совершенно разными направлениями: физики частиц и астрофизики. Это был союз для изучения истинно микроскопического с истинно макроскопическим. Второй группой ученых стала «Команда для поиска сверхновых на больших Z» (High-Z Supernova Search Team) в Гарвард-Смитсоновском центре астрофизики, состоявшая первоначально из опытных астрономов-наблюдателей, которые оттачивали свои знания на инструментах и телескопах, разбросанных по всему миру в высокогорных и сухих местах. В конце 1980-х гг. теория Большого взрыва была подтверждена данными измерений реликтового излучения и данными других экспериментов, а затем внимание ученых сосредоточилось на новых проблемах космологии, относящихся к будущей судьбе Вселенной. Это потребовало от астрономов тщательной инвентаризации уже самой Вселенной и ее отдельных частей. Александр Фридман получил для уравнений поля в теории Эйнштейна три класса динамических решений, ни одно из которых не соответствует статичному, стабильному состоянию Вселенной. Вопрос состоял лишь в том, какое из них реально описывает ее эволюцию. Содержит ли Вселенная достаточное количество материи для того, чтобы ее расширение постепенно замедлилось и она после достижения некоторого максимального размера замерла бы и начала сокращаться? В такой Вселенной пространство должно быть бесконечным, и она сама по форме будет напоминать поверхность сферы. Или наша Вселенная содержит недостаточное количество материи (и эта материя очень разрежена), вследствие чего она будет расширяться вечно и безостановочно? Пространство в этом случае должно быть бесконечным, но сама Вселенная будет иметь седлообразную форму. Или же наша Вселенная содержит столько материи, сколько необходимо для достижения полного равновесия? Наконец, возможен ли последний, третий вариант, при котором Вселенная содержит как раз такое количество материи, которого должно хватить до достижения замедления расширения и даже возможной остановки? В этой «справедливой Вселенной» пространство должно быть бесконечным, но плоским, и все условия в ней будут очень точно сбалансированы. Условно три описанных варианта в астрофизике часто называют Большой хруст (слишком много материи), Большое замерзание (недостаток материи) и Вселенная Златовласки или Обитаемая Вселенная (полный баланс). Схематически три варианта развития Вселенной представлены на рисунке.