Вопрос о том, является ли Вселенная открытой и бесконечной или закрытой и конечной, как призрак преследует астрономов столько времени, сколько существуют астрономия. Закрытая Вселенная с конечным количеством галактик, звёзд и планет ещё как-то интуитивно понятна, но открытая Вселенная практически непостижима. Имея в своём распоряжении достаточно материи, мы очень близко подошли к тому, чтобы "закрыть" Вселенную, – "танталически" близко. Изначально мы находились почти в двух порядках от критической плотности, теперь – менее чем в одном порядке: наблюдаемая средняя плотность Вселенной всего в пять раз меньше критической, но вместе с тем мы гораздо более уверены, что знаем практически обо всей массе, составляющей Вселенную. Могли ли мы недостаточно аккуратно измерить постоянную Хаббла? Если она на самом деле окажется в два или три раза меньше, то средняя плотность вещества будет уже очень недалека от закрытия Вселенной. Слишком много зависит от ответа на этот вопрос, поэтому хотелось бы закрыть все возможные дыры в рассуждениях.
Астрономы уточняют значение постоянной Хаббла на протяжении последних 80 лет, используя всё более и более сложные инструменты. Сегодня кажется весьма маловероятным, что истинное значение постоянной Хаббла может настолько отличаться от измеренного, чтобы позволить закрыть Вселенную. Остановившись на этом, мы могли бы заключить, что средняя плотность Вселенной недостаточна для того, чтобы закрыть её, – но мы рассмотрели ещё не все факторы.
Существует другой способ определить, является Вселенная открытой, закрытой или плоской. Представьте себе очень большой треугольник в пространстве, треугольник космических масштабов. Чтобы быть уверенными, что его стороны являются прямыми, мы построим треугольник при помощи световых лучей. Космический геодезист может измерить углы треугольника, и если он не забыл евклидову геометрию, то сумма углов будет равна 180 градусам или двум прямым углам. Древние греки были в этом абсолютно уверены. Они не могли представить, что пространство может быть устроено каким-либо другим образом.
Однако современные геометры знают, что правильный ответ зависит от геометрии пространства. Если пространство плоское, как считал Евклид, то сумма углов треугольника действительно будет равна 180 градусам. С другой стороны, если пространство представляет собой сферу, то сумма углов треугольника окажется больше 180 градусов. Несколько сложнее представить себе треугольник в пространстве с отрицательной кривизной, сумма углов которого будет всегда меньше 180 градусов.
Отправка космических геодезических партий на миллиарды световых лет в разные углы огромного космического треугольника невозможна, и даже если бы мы смогли осуществить такой проект, он занял бы миллиарды лет, необходимых для достижения геодезистами конечных точек, и ещё столько же для получения от них результатов. Но изобретательность астрофизиков не имеет границ, и хотите – верьте, хотите – нет, они нашли способ выполнить необходимые измерения, не покидая Земли. Я вернусь к истории о том, как они это сделали, после того, как расскажу о космическом микроволновом фоне, или реликтовом излучении. Пока же скажу, что результаты их измерений свидетельствуют о том, что пространство Вселенной, по-видимому, плоское! Углы треугольника складываются согласно Евклиду. Или, по крайней мере, их сумма не отличается от 180 градусов в пределах точности эксперимента.
А теперь, дорогой читатель, вы, наверное, уже сами поняли, что тут что-то глубоко неправильно. Судите сами: у нас есть два способа определить, является Вселенная открытой, закрытой или плоской, и два противоречащих друг другу ответа. Количество массы во Вселенной, по-видимому, в пять раз меньше, чем необходимо, чтобы закрыть Вселенную и даже чтобы сделать её плоской. Но космическая геодезическая съёмка оставляет мало сомнений в том, что геометрия Вселенной – плоская.
Возраст Вселенной и старейшие звёзды
Представьте себе космический кинофильм, в котором перед зрителем разворачивается история Вселенной от момента её рождения в результате Большого взрыва до настоящего времени. Но вместо того, чтобы смотреть этот фильм как принято – с начала до конца, мы запустили его задом наперёд. Вместо расширения Вселенной мы увидим на экране её сжатие. Галактики будут подчиняться обращённому закону Хаббла – их скорости по-прежнему будут пропорциональны расстоянию между ними, только вместо того, чтобы удаляться, они будут сближаться. Попробуем проследить за одной из удалённых галактик по мере её приближения к нам. Используя обращённый закон Хаббла, мы можем прикинуть её скорость. Допустим, галактика находится в одном мегапарсеке от нас. Закон Хаббла говорит, что в этом случае скорость, с которой галактика приближается к нам, составит 75 километров в секунду. Зная расстояние до галактики и скорость, с которой она приближается, можно без труда вычислить время, через которое она свалится нам на голову. Я сделаю это за вас. Ответ: через 15 миллиардов лет – в предположении, что скорость приближения галактики всё это время остаётся постоянной.
А что, если мы возьмём галактику, находящуюся на расстоянии не один, а два мегапарсека? Закон Хаббла говорит нам, что её скорость приближения будет вдвое больше, и она преодолеет расстояние за те же 15 миллиардов лет. Таким образом, как мы видим, все галактики за 15 миллиардов лет сбегутся вместе и слипнутся в один недифференцированный комок.
Но галактики не движутся всё время с одной и той же скоростью, как мы предположили при нашем расчёте. При расширении Вселенной скорости галактик со временем уменьшаются из-за того, что гравитационное поле тормозит их движение. Значит, при просмотре нашего фильма задом наперёд движение галактик будет ускоряться, как и должно быть в действительности, ведь гравитационное поле тянет галактики друг к другу. Это означает, что до столкновения галактик пройдёт меньше времени, чем мы предположили. Когда космологи проделали более точные вычисления (для расширяющейся Вселенной), они пришли к выводу, что с момента, когда все галактики составляли единую плотную массу, прошло около 10 миллиардов лет. Это может означать, что всего 10 миллиардов лет назад водород и гелий начали образовывать первоначальные уплотнения, из которых в конце концов сформировались галактики. Следовательно, возраст Вселенной составляет 10 миллиардов лет.
Определение возраста Вселенной не обошлось без трудностей. Первоначально Хаббл недооценил расстояния между галактиками в десять раз и пришёл к выводу, что время, прошедшее с момента начала расширения, не превышает одного миллиарда лет. Но во времена Хаббла на основании содержания радиоактивных изотопов уже был определён возраст горных пород, самые древние из которых оказались старше двух миллиардов лет. Однако даже после уточнения шкалы расстояний всё равно оставалась одна досадная нестыковка. Астрофизики, изучавшие свойства звёзд в нашей Галактике, пришли к выводу, что старейшие из них старше Вселенной. Возраст самых старых звёзд составляет около 13 миллиардов лет, а Вселенной, как я уже говорил, – только 10 миллиардов. Выходило, что дети-звёзды на три миллиарда лет старше их матери-Вселенной!
Короче говоря, во Вселенной обнаружились три большие проблемы. Во-первых, противоречивые свидетельства относительно геометрии пространства: открытое оно, закрытое или плоское. Во-вторых, Вселенная оказалась моложе, чем самые старые звёзды. И в-третьих, мать всех проблем: отличается ли значение космологической постоянной от нуля, как первоначально считал Эйнштейн, и если нет, то почему? Зададим ещё один вопрос: связаны ли между собой эти проблемы? Разумеется, связаны.
Решение
Одним из возможных решений перечисленных выше проблем может оказаться исправление общей теории относительности. И некоторые физики, ухватившись за это предположение, с энтузиазмом принялись вносить изменения в теорию, которые проявлялись бы в виде возникновения дополнительных сил на больших расстояниях. Лично я не нахожу ничего конструктивного в таких попытках. Обычно они чрезвычайно надуманные, часто нарушают фундаментальные принципы и, на мой взгляд, без них можно обойтись.
Можно ещё предположить, что астрономы слишком переоценивают точность получаемых ими данных. Вы можете делать ставки против экспериментальных данных, противоречащих общим ожиданиям. Сырые данные почти всегда неточны, и дальнейшие эксперименты обычно подтверждают это. В этом случае я бы поставил против астрономических данных, а не против теории. Но, боюсь, я бы проиграл. По мере того как точность наблюдений растёт, новые результаты только подтверждают тот факт, что наблюдения противоречат теории. Что-то тут действительно глубоко неправильно.
Тем не менее есть одна возможность, которая не лежит на поверхности. А что, если значение космологической постоянной всё же отлично от нуля? Что, если величайшая ошибка Эйнштейна на самом деле была одним из его величайших открытий? Может ли космологическая постоянная разрешить наши противоречия?
Когда мы вычисляли, достаточно ли наблюдаемой массы Вселенной, чтобы сделать её плоской или закрытой, мы полностью проигнорировали возможность существования энергии вакуума. В мире с ненулевой космологической постоянной это было бы ошибкой. Уравнения Эйнштейна говорят, что на кривизну пространства влияют все виды энергии. Энергия и масса эквивалентны, поэтому энергия вакуума тоже должна учитываться при расчёте средней плотности Вселенной. Обычная и тёмная материя вместе составляют около 30 % массы, необходимой, чтобы сделать Вселенную плоской или закрыть её. Очевидный выход – восполнить недостающие 70 % за счёт космологической постоянной. Это будет означать, что плотность энергии вакуума примерно в два с половиной раза больше суммарной плотности обычной и тёмной материи, или около 30 масс протона на кубический метр.
Поскольку космологическая постоянная добавляет силу отталкивания к закону всемирного тяготения, её наличие должно влиять на характер расширения Вселенной. В начальной фазе расширения влияние космологической постоянной практически не заметно, но по мере увеличения расстояния между галактиками сила отталкивания, создаваемая космологической постоянной, становится сопоставимой с силой притяжения. В конце концов космологическая постоянная способна привести к хаббловскому расширению Вселенной со всё увеличивающейся скоростью.
Обратим наш кинофильм вспять. Теперь галактики падают друг на друга, но сила отталкивания между ними ослабевает с уменьшением расстояния, а значит, наша оценка относительных скоростей галактик окажется завышенной, особенно для конечной стадии падения. Если не учесть вклад энергии вакуума, оценка времени, необходимого для падения всех галактик в общую кучу, окажется заниженной. Другими словами, если бы в закон тяготения действительно входила космологическая постоянная, а мы бы не знали об этом, то наш расчёт привёл бы к возрасту Вселенной меньшему, чем на самом деле. И в самом деле, если мы добавим к общей массе Вселенной энергию вакуума, эквивалентную 30 массам протона на кубический метр, то вместо прежних 10 миллиардов лет получим оценку возраста Вселенной в 14 миллиардов лет. А этот возраст уже прекрасно согласуется с данными наблюдений, поскольку он на миллиард лет превышает возраст самых старых звёзд.
Эти доводы в пользу существования ненулевой космологической постоянной настолько важны, что я хочу их повторить. Итак, предположение о существовании небольшой космологической постоянной, добавляющей 70 % к энергии Вселенной, решает две крупнейшие загадки космологии. Во-первых, этой дополнительной энергии достаточно, чтобы сделать Вселенную плоской, что снимает противоречие между наблюдаемой нулевой кривизной пространства и тем фактом, что известной массы Вселенной недостаточно, чтобы сделать её плоской.
Второй парадокс, снимаемый космологической постоянной, – возраст самых старых звёзд, которые оказываются старше Вселенной. Удивительно, что добавка тех же самых семидесяти процентов энергии вакуума, которые необходимы для того, чтобы сделать Вселенную плоской, приводит к тому, что Вселенная оказывается на миллиард лет старше самых старых звёзд.
Сверхновые I типа
В последние десятилетия нам удалось значительно повысить точность датировки основных событий в жизни Вселенной. Сегодня мы знаем историю Вселенной очень подробно. В этом нам помог особый класс событий, называемых вспышками сверхновых I типа. Вспышка сверхновой – это космический катаклизм, в ходе которого умирающая звезда коллапсирует под действием собственного гравитационного поля, превращаясь в нейтронную звезду и освобождая колоссальное количество энергии. В максимуме вспышки сверхновая сияет, как целая галактика. Поэтому вспышки сверхновых легко регистрируются даже в самых удалённых галактиках.
Все сверхновые представляют интерес для науки, но вспышки сверхновых I типа имеют одну существенную особенность. Они происходят в тесных двойных системах, где один из компонентов представляет собой обычную звезду, а второй является белым карликом. Белый карлик – умирающая звезда, массы которой недостаточно, чтобы сколлапсировать в нейтронную звезду.
В тесной двойной системе часть вещества обычной звезды постепенно перетекает на белый карлик, медленно увеличивая его массу. Как только масса белого карлика достигнет определённого предела, при котором он уже не может оставаться стабильным, белый карлик коллапсирует в нейтронную звезду; этот процесс сопровождается вспышкой сверхновой I типа. Поскольку финальный коллапс и сопровождающая его вспышка происходят при достижении белым карликом строго определённой массы, считается, что энергия, выделяемая при вспышке, всегда одна и та же и не зависит от начальных масс белого карлика или его компаньона. Поэтому астрономы уверены, что все сверхновые I типа имеют одну и ту же светимость. Это позволяет астрономам определять расстояния до сверхновых I типа с высокой точностью.
Скорость галактики, в которой вспыхнула сверхновая, можно определить по доплеровскому смещению спектральных линий. А зная точные расстояния до галактик и их скорости, мы можем с высокой точностью вычислить значение постоянной Хаббла. Но особенность далёких галактик состоит в том, что свет, который мы сегодня регистрируем на земле, был излучён ими в далёком прошлом. Если расстояние до галактики составляет 5 миллиардов световых лет, значит, мы видим эту галактику такой, какой она была 5 миллиардов лет назад. Когда мы измеряем постоянную Хаббла для такой галактики, мы получаем то её значение, которое было 5 миллиардов лет назад.
Исследуя галактики, находящиеся на различных расстояниях, мы тем самым изучаем историю изменения постоянной Хаббла. Иными словами, сверхновые I типа позволяют нам многое узнать об истории Вселенной на различных этапах её эволюции. А самое главное, это позволяет нам сравнивать историю реальной Вселенной с математическими моделями, включающими и не включающими космологическую постоянную. Результаты не оставляют сомнений: расширение Вселенной ускоряется под влиянием космологической постоянной. Для таких физиков, как я, это потрясающий поворот судьбы, способный радикально изменить наш взгляд на мир: после полувековых попыток объяснить, почему энергия вакуума должна быть равна нулю, вдруг узнать, что она не ноль! Первые сто девятнадцать десятичных знаков космологической постоянной оказываются равны нулю, и вдруг в сто двадцатом появляется отличная от нуля цифра. Ещё более интересно, что её значение оказалось почти тем, которое предсказал Вайнберг, основываясь на антропном принципе!
Свет творения
Из-за того, что свет движется с конечной скоростью, большие телескопы, позволяющие заглянуть на огромные расстояния, показывают нам далёкое прошлое. Мы видим Солнце таким, каким оно было 8 минут назад, ближайшую звезду – такой, какой она была 4 года назад. Когда свет от ближайшей к нам галактики Андромеды, который мы видим сегодня, начал своё путешествие продолжительностью в два миллиона лет, наши далёкие предки только-только освоили прямохождение.
Самый древний свет, который мы регистрируем на Земле, начал своё путешествие 14 миллиардов лет назад. Этот свет возник, когда не существовало ещё не только Земли, но даже самых старых звёзд во Вселенной, а водород и гелий ещё не начали образовывать сгущения, из которых впоследствии сформировались галактики. Температура и плотность вещества Вселенной были в то время столь большими, что все атомы находились в ионизованном состоянии. Это был самый ранний момент творения, который мы способны увидеть, по крайней мере, используя электромагнитное излучение.
Представьте Вселенную в виде набора концентрических сферических оболочек, в самом центре которого находится Земля. Разумеется, никаких концентрических оболочек на самом деле нет, но ничто не запрещает нам разделить окружающее нас пространство таким способом. Каждая следующая оболочка находится от нас дальше предыдущей, и каждую следующую оболочку мы видим в более ранний момент времени, чем предыдущую. Проникая взглядом всё дальше и дальше, мы как бы видим историю Вселенной в виде запущенного задом наперёд кинофильма.
Чем дальше мы смотрим, тем более плотно населённая галактиками Вселенная предстаёт нашему взгляду. В запущенном задом наперёд вселенском кино вещество становится всё более плотным, будто бы гигантский поршень спрессовывает его всё сильнее и сильнее. Этим поршнем, разумеется, является гравитация. Кроме того, по мере сжатия меняются свойства материи: она становится всё горячее по мере того, как увеличивается её плотность. Сегодня средняя температура Вселенной всего 3 градуса выше абсолютного нуля, или –270 °C. Но по мере того, как мы углубляемся в прошлое, температура Вселенной растёт – сначала до комнатной, потом до температуры кипения воды и, наконец, достигает температуры солнечной поверхности.
Температура Солнца настолько высока, что составляющие его атомы покидают солнечную фотосферу в результате интенсивного теплового движения. Атомные ядра при этой температуре остаются нетронутыми, но наиболее слабо связанные электроны отрываются от атомов и образуют вместе с потерявшими их ионами проводящий электричество газ, называемый плазмой.