Эволюция Вселенной и происхождение жизни - [117]

Закон Хаббла, который мы обсуждали выше, как раз служит необходимым наблюдательным тестом для подтверждения моделей Фридмана. Очевидно, что Вселенная расширяется. Если правильной моделью окажется замкнутая фридмановская модель Вселенной (хотя похоже, что это не так), то однажды расширение сменится сжатием. В этом случае галактики упадут друг на друга и в конце концов структура Вселенной будет разрушена. В открытой модели мира и в модели Эйнштейнаде Ситтера расширение происходит вечно, хотя и постепенно замедляется. В стандартной модели расширение происходит не только вечно, но и с ускорением (см. табл. 23.1).

Таблица 23.1. Фридмановские модели мира.

Если сейчас галактики разбегаются друг от друга, значит, в прошлом они должны были располагаться ближе, а в некоторую далекую эпоху все они находились рядом. Следовательно, расширяющаяся Вселенная имеет конечный возраст. Тогда должно было случиться начальное событие — Большой взрыв, — которое привело материю Вселенной в состояние расширения.

Рис. 23.6. Эволюция разных «вселенных» со временем. Можно считать, что по вертикальной оси отложено среднее расстояние между типичными галактиками как функция времени. Верхняя кривая — наиболее популярная сейчас модель с ненулевым лямбда-членом — в нашу эпоху демонстрирует ускоренное расширение. Под ней все кривые с нулевым лямбда-членом, без ускорения. Вторая линия сверху — «гиперболическая» модель, в которой гравитация вызывает замедление, не оказывающее сильного влияния на расширение. Третья линия сверху — модель с критической плотностью, в которой расширение постепенно тормозится замедлением. Нижняя кривая — модель с высокой плотностью, в которой гравитация останавливает расширение и вынуждает галактики вновь сближаться. Рисунок: NASA.

Ускоряющаяся Вселенная.

Причина, по которой расширение Вселенной может ускоряться, кроется в космологическом лямбда-члене в уравнениях Эйнштейна. Может ли на самом деле лямбда-член иметь ненулевое значение? Иными словами, существует ли всемирное гравитационное отталкивание (антигравитация, как это иногда называют)? Ответить на этот вопрос могут дать только наблюдения. Многие годы признаки отталкивания не обнаруживались или считались крайне ненадежными, поэтому возможностью ненулевого значения лямбда вообще пренебрегали.

Все изменилось в конце 1990-х годов, когда появилась возможность исследовать вспышки очень далеких сверхновых звезд (это мы обсуждали в главе 19). Наблюдения показали, что максимальная светимость у всех вспышек одного из типов сверхновых (SNIa) почти неизменна; точнее — она немного зависит от скорости уменьшения блеска звезды после ее вспышки. Эту особенность впервые в 1977 году заметил Юрий Павлович Псковский из Московского университета. Теперь она служит для повышения точности измерений и позволяет использовать сверхновые типа Iа как «стандартные свечи», как маяки в огромном море галактик. Так как мощность каждого маяка известна, мы можем по блеску сверхновой на небе оценить расстояние до нее. Затем можем построить диаграмму Хаббла, похожую на ту, которая приведена на рис. 23.7. Форма кривой для очень далеких расстояний позволяет выбрать правильную модель Вселенной.

Рис. 23.7. Диаграмма Хаббла для сверхновых типа Iа. Напомним, что большое красное смещение соответствует большому расстоянию и более тусклым сверхновым. Верхняя линия — это стандартная модель с ускоренным расширением за счет энергии вакуума. Средняя линия — модель без ускорения. Нижняя линия — модель, в которой материя имеет критическую плотность и нет энергии вакуума; она не согласуется с наблюдениями. Рисунок: Космологический проект по сверхновым.

В 1990-х годах несколько научных групп исследовали сверхновые для их использования в качестве стандартной свечи. Группой, организованной в 1988 году под названием «Космологический проект по сверхновым», руководил Сол Перлматтер из Национальной лаборатории им. Лоуренса в Беркли (Калифорния). В нее входили астрономы и физики, связанные с этой лабораторией. Для обнаружения сверхновых они использовали широкоугольные камеры, установленные на больших телескопах.

Второй «Группой поиска сверхновых на больших z» руководил Брайан Шмидт из Гарвард-Смитсонианского астрофизического центра. Чтобы после обнаружения сверхновой получить детальную кривую ее блеска, обе группы использовали космический телескоп «Хаббл» и крупнейшие наземные телескопы, такие как 10-метровый «Кек» на Гавайях. К 1997 году было найдено 16 сверхновых с большим красным смещением, и они стали первым шагом к удивительному открытию: Вселенная ускоряется. Сверхновые выглядели слабее и поэтому должны были находиться дальше, чем в замедляющейся Вселенной. Очевидное объяснение этого состоит в том, что правильная модель Вселенной должна содержать эйнштейновский положительный лямбда-член, а значит — существует антигравитация!

Вторая группа доложила свои результаты в 1998 году на январском собрании Американского астрономического общества. На том же собрании и первая группа представила экспериментальные свидетельства космического ускорения. Обзор всех этих результатов был сразу же опубликован в журнале Science, а затем в этом же году вторая группа опубликовала в журнале Astronomical Journal работу, первым автором которой был Адам Райес (A. Riess) из Калифорнийского университета в Беркли. Среди многих параметров модели они определили и возраст Вселенной — около 14 млрд лет.