Вселенная. Руководство по эксплуатации - Дэйв Голдберг

VI. Почему Вселенная ускоряется?

Примерно до 1998 года положение дел в космологии практически полностью определялось поисками темной материи. Поскольку результаты измерения массы галактик еще только ожидались, космологическое сообщество в большинстве своем было убеждено, что Ωм нужно дополнять до 100 %. Убедительных свидетельств в пользу обратного не было, а большинство теорий опиралось именно на это число[103].

Однако серия наблюдений в середине 1990-х годов не оставила от этой идеи камня на камне.

Не так давно мы упоминали о том, что самый распространенный и простой способ измерить расстояние до других галактик — разобраться, насколько они яркие сами по себе, и, измерив, насколько яркими они нам кажутся, оценить дистанцию. Природа предусмотрительно снабдила нас превосходными «стандартными свечами» — в виде определенного типа взрывающихся звезд под названием «сверхновые типа 1а».

Сверхновые типа 1а состоят из белого карлика и красного гиганта, вращающихся по орбитам вокруг друг друга. Белый карлик — тлеющее ядро звезды, довольно плотное. Красный гигант очень большой, и его гравитации не хватает на то, чтобы удержать все его владения под контролем. В нашем случае это означает, что газ из внешней атмосферы красного гиганта падает на поверхность белого карлика.

Белые карлики — объекты очень компактные. Когда наше Солнце превратится в белого карлика, оно станет маленьким, как Земля[104].

Эти звезды такие плотные, что отдельные электроны в них буквально наталкиваются друг на друга. Белые карлики примерно в миллион раз плотнее гранита, и сжать белый карлик еще сильнее очень и очень трудно. Так вот, в конце концов на поверхность белого карлика нападает столько «отбросов» с красного гиганта, что белый карлик уже не сможет их принять, и протоны и электроны в этой звезде соединятся в нейтроны, образуя так называемую нейтронную звезду. При этом происходят колоссальный взрыв и выброс материи — это и есть сверхновая типа 1а. За несколько недель эта вспышка выделяет столько энергии, сколько Солнце за всю свою жизнь.

Когда сверхновая взрывается, лучше держаться подальше. Даже если она вспыхнет на расстоянии десяти световых лет, Земля в результате такого взрыва погибнет. К счастью, в каждой отдельной галактике происходит примерно одна такая вспышка в столетие, а наша галактика имеет в поперечнике тысячи световых лет, так что нам, скорее всего, пока ничего не грозит. Вынуждены, однако, вас огорчить: предсказать, когда сверхновая взорвется, невозможно.

Зато астрономы (как правило, мизантропы) обожают эти космические катаклизмы. Из сверхновых получаются отменные стандартные свечи, поскольку они: 1) невероятно яркие, а значит, их видно на очень солидных расстояниях; 2) взрываются примерно на одной и той же стадии развития (когда на поверхность белого карлика нападает достаточно вещества с красного гиганта), а значит, выглядят более или менее одинаково — следовательно, мы можем легко вычислить, на каком они расстоянии.

В 1998 году две группы исследователей под руководством соответственно Сола Перлмуттера и Адама Райсса вычислили расстояния до примерно 50 сверхновых, а поскольку они к тому же измерили красные смещения, то не только узнали, насколько эти сверхновые далеко, но и выяснили, насколько Вселенная с тех пор расширилась.

Обе группы — одновременно и независимо — пришли к интереснейшим выводам. Вселенная не замедляется, что произошло бы, если бы в нее засунули кучу вещества. Более того, она ускоряется.

Эйнштейн пришел к примерно такому же заключению, когда задумал общую теорию относительности. Эйнштейн назвал это космологической константой, и если вы когда-нибудь занимались математическим анализом, то помните, что в интегралах бывает «плюс константа». Если вы никогда не занимались математическим анализом, то не много потеряли.

Эйнштейн придумал космологическую константу, чтобы сделать Вселенную статичной, и был очень смущен, когда Хаббл открыл, что она расширяется. Однако, невзирая на замысел, космологическая константа обеспечивается безупречной математикой, и когда были получены результаты по сверхновым, интерес к космологической константе вспыхнул с новой силой. Однако на сей раз константу стали считать «темной энергией», которая наводняет Вселенную.

Эйнштейн заменил, что газ под сильным давлением обладает более сильной гравитацией, чем газ без давления вообще. Это важно, поскольку с математической точки зрения темная энергия обладает отрицательным давлением, то есть ведет себя как своего рода антигравитация, и именно поэтому Вселенная и расширяется. Мало того, по мере расширения Вселенной плотность этой энергии не снижается. Это как будто бы у вас была резинка, которую вы бы растягивали, растягивали, растягивали, а она почему-то не становилась бы тоньше. Вот типичная ситуация, в которой здравый смысл подведет кого угодно.

Думаете, это как-то неправдоподобно? Да нет. Мы уже видели что-то подобное в главе 2. Помните, мы говорили, что Вселенная наполнена энергией вакуума, поскольку фотоны то появляются, то исчезают? Помните, что если растянуть или смять коробочку с вакуумной энергией, ее плотность останется прежней?

Да, конечно, на первый взгляд мы просто играем с формулами, так что, вероятно, вам станет спокойнее, если мы скажем, что этот аффект уже пронаблюдали. В 1948 году Хэнк Казимир из Лейденского университета отметил, что если взять две металлические пластины в вакууме и держать их на небольшом расстоянии друг от дуга, они, как ни странно, начнут притягивать друг друга. А если пластины не заряжены электричеством, такого быть не должно. Все это обретает смысл, если мы предположим, что всю Вселенную пронизывает вакуумное поле. Поскольку электрические поля исчезают внутри металлов, вакуумное поле между пластинами окажется слабее, чем снаружи, и в результате пластины притянутся друг к другу.

«Эффект Казимира» — одно из самых ярких и прямых свидетельство, что энергия вакуума и в самом деле существует и обладает в точности теми качествами, которые мы искали в темной энергии.

Это нас радует.

А огорчает нас другое — ответ на вопрос, сколько во Вселенной темной энергии. Поскольку материя и энергия эквивалентны (как мы видели в главе 1), мы можем спросить, какова плотность темной энергии, и выясним, что ΩDE составляет около 72 % от космологических измерений. Мы написали DE, так как хотим напомнить, что говорим о темной энергии — Dark Energy. Это число должно нас обрадовать, поскольку если сложить плотность обычного вещества (ΩB, около 5 %), темной материи (ΩDM, около 23 %) и темной энергии (ΩDE, около 72 %), то окажется, что общая энергетическая плотность во Вселенной обладает критическим ΩTOT в 100 %. Из этого проистекает несколько пикантнейших следствий.

Так вот что нас должно огорчать! Если мы правильно понимаем эксперимент с металлическими пластинами в вакууме, значит, и лабораторные эксперименты, и большинство теорий показывают, что энергии вакуума во Вселенной должно быть примерно 10100 раз больше, чем показывают космологические измерения.

Вот что для нас, физиков, и является «проблемой».

VII. Какова форма Вселенной?

Мы придаем столько значения ΩTOT, поскольку плотность Вселенной не только говорит нам о том, как Вселенная будет развиваться, но и показывает, какой она формы.

Вот что мы имеем в виду. И Земля, и Тентакулюс VII, как мы уже говорили, занимают во Вселенной более или менее неподвижное положение. Далеко-далеко, в миллиарде световых лет от обеих планет, расположена цивилизация гиперразумных роботов кланконов под предводительством царя-астронома ХР-4. По чудесному совпадению в один прекрасный день Хаббл, ХР-4 и доктор Калачик одновременно получают изображения других двух звездных систем и измеряют угол между ними.

Погодите! При чем тут углы? Наверное, вы заметили, что, когда смотришь в ночное небо, трехмерной картины Вселенной не получается. Две соседние звезды могут быть действительно соседками, а могут оказаться рядом по случайности, потому что одна от нас далеко, а другая близко. На земле эти загадки легко решаются при помощи нашего волшебного бинокулярного зрения (благодаря тому что у нас два глаза, мы воспринимаем глубину пространства), но когда имеешь дело с далекими галактиками» то ничего не разобрать, поэтому единственное измерение, которое мы можем сделать при помощи простого наблюдения, — это угол, под которым расположены две звезды или галактики.

Продолжим наш извращенный эксперимент: все три цивилизации передают свои данные об углах друг другу. Теперь (ну, или через миллиард с чем-то лет) каждая из них знает величину внутренних углов равностороннего треугольника в пространстве.