Майкл Брукс - Тринадцать вещей, в которых нет ни малейшего смысла

Согласно теории образование звезд и галактик становится возможным, начиная с омеги в одну квадриллионную долю единицы. А в силу циклической обратной связи равновесное начало ведет к сохранению равновесия в дальнейшем. Если теоретики правы, сегодня величина омеги должна оставаться близкой к единице. Проблема в том, что во всей Вселенной для этого не наберется материи — ни темной, ни какой-либо другой.

Именно этот момент совершенно неожиданно возвратил к жизни космологическую константу Эйнштейна. Ее, казалось, окончательно похоронил триумф хаббловской концепции разбегающейся Вселенной. Уравнения ОТО перестали нуждаться в натяжке ради обоснования вселенского равновесия, и к 1930 году антигравитационная сила превратилась в типичную избыточную сущность, годную лишь для смущения умов. Кто мог бы тогда предположить, что без малого семьдесят лет спустя она вновь заявит о себе, превратившись в призрак темной энергии?

В тридцатые годы астрономы впервые заинтересовались омегой как оракулом для предсказания судьбы Вселенной. Если омега действительно равна единице, то расширение будет продолжаться прежними темпами. Если теоретики ошиблись и Ω < 1, то сила, стоящая за расширением Вселенной, продолжит нарастать и материя будет «истончаться». Если же омега окажется больше единицы, то в конечном счете победит гравитация и Вселенную ждет Большой коллапс.

Сперва астрономы попробовали подступиться к омеге с инструментарием Хаббла и Слайфера, анализируя свечение галактик. Но из-за бесчисленного множества отдельных источников света в каждой из них положиться на такой метод нельзя: это все равно что для лингвиста — изучать фонемы, вслушиваясь в гомон разноплеменной толпы болельщиков на футбольном матче. Ученым нужен был единичный объект с измеримыми свойствами, из коих можно делать дальнейшие выводы. В 1987 году такой объект был найден. Чтобы узнать участь Вселенной, надо заняться сверхновыми — взрывающимися звездами.

Люди столетиями наблюдали их в небесах; об одной такой вспышке сообщил датский астроном Тихо Браге еще в 1572 году, за тридцать с лишним лет до изобретения телескопа. Звезда становится сверхновой, когда ее масса превышает критический размер и разрушается под собственной тяжестью. В течение нескольких земных недель или месяцев, пока гибнущее светило превращается в нейтронную звезду или даже в черную дыру, оно пылает в десятки миллиардов раз ярче и жарче, чем наше Солнце. Подобную картину земляне наблюдали, например, в понедельник 23 февраля 1987 года. Взрыв голубого сверхгиганта под названием Сандулик-69202 в галактике Большое Магелланово Облако получил широкую известность по двум причинам. Во-первых, это самая мощная вспышка сверхновой, отмеченная с 1604 года. Во-вторых, она впервые дала стандарты для измерения расстояний в космосе.

Вспышки некоторых сверхновых — их обозначают как тип Ia (или SN Ia) — имеют специфические характеристики, чрезвычайно важные для астрономов. Звезды этого типа взрываются, потому что своим притяжением «высосали» слишком много вещества из соседних небесных тел. Проанализировав световой спектр такой вспышки и скорость ее затухания, можно определить, какое расстояние свет прошел до Земли и насколько сильно его на этом пути «растянуло» расширение Вселенной.

Единственное неудобство такого метода — слишком тесные временные рамки. В изучении сверхновых без синхронизации не сделать ни шагу. Если хотите добыть действительно ценную информацию, ее поиски должны уложиться в считанные недели с того момента, как свет вспышки дошел до Земли. А поскольку взрыв сверхновой в какой-нибудь галактике случается примерно раз в сто лет, необходим постоянный телескопический мониторинг несметного множества звездных скоплений.

Тяготы этого монотонного труда — давнишняя головная боль астрономов. Скажем, в обсерватории Лоуэлла во Флагстаффе можно познакомиться с утомительными методами наблюдений, практиковавшимися в дни Слайфера. Он, изучая Плутон, пользовался астрономической версией игры «найди разницу». Два фотоснимка одного и того же участка звездного неба, сделанные в разные ночи, помещаются в устройство под названием «блинк-компаратор», снабженное окуляром с подвижной заслонкой. Затем надо внимательно рассматривать снимки, чередующие друг друга. Побеждает тот, кто укажет единственную светлую точку среди множества других, меняющую положение от снимка к снимку. Это мигающее пятнышко и есть искомая планета.