Ускоренное расширение Вселенной: несколько популярных слов

Некоторая ирония природы состоит в том, что наиболее изобильная форма энергии во Вселенной есть и наиболее загадочная. После ошеломляющего открытия ускоренного расширения Вселенной довольно быстро возникла согласованная картина, указывающая на то, что 2/3 космоса «сделаны» из «темной энергии» - некоторого сорта гравитационно отталкивающего материала. Но достаточно ли убедительны доказательства, подтверждающие новые экзотические законы природы? Может имеются более простые астрофизические объяснения этих результатов?

Прообраз этой заметки был недавно опубликован в научно-популярном разделе Хабра, правда под замком так что возможно не всем заинтересованным она досталась. В этом варианте сделаны довольно существенные дополнения, как что всем должно быть интересною.

История темной энергии началась в 1998 году, когда два независимых коллектива исследовали удаленные сверхновые с целью обнаружить скорость замедления расширения Вселенной. Одна из них, Supernova Cosmology Project, приступила к работе в 1988-м, и руководил ею Сол Перлмуттер. Другая, возглавляемая Брайаном Шмидтом High-z Supernova Search Team, подключилась к исследованиям в 1994-м. Результат поверг их в шок: Вселенная достаточно давно находится в режиме ускоренного расширения.

Как детективы, космологи всего мира собирали досье на обвиняемого, ответственного за ускорение. Его особые приметы: гравитационно отталкивающий, препятствует образованию галактик (кластеризации материи в галактики), проявляется в растяжении пространства-времени. Кличка обвиняемого – «темная энергия». Многие теоретики предполагали, что обвиняемый – космологическая константа. Она безусловно соответствовала сценарию ускоренного расширения. Но хватало ли улик, чтобы полностью идентифицировать темную энергию с космологической постоянной?

Существование гравитационно-отталкивающей темной энергии должно было иметь драматические следствия для фундаментальной физики. Наиболее консервативное предположение состояло в том, что Вселенная заполнена однородным морем квантовой энергии нулевых колебаний или конденсатом новых частиц, масса которых в 1039 раз меньше электрона. Некоторые исследователи также предполагали необходимость изменения общей теории относительности, в частности, новые дальнодействующие силы, ослабляющие действие гравитации. Но даже в самых консервативных предложениях имелись серьезные недостатки. Например, плотность энергии нулевых колебаний оказалась на 120 неправдоподобных порядка меньше теоретических предсказаний. С точки зрения этих экстремальных предположений казалось более естественным искать решение в рамках традиционных астрофизических понятий: межгалактическая пыль (рассеяние фотонов на ней и связанное с этим ослабление потока фотонов) или разница между новыми и старыми сверхновыми звездами. Эта возможность поддерживалась многими космологами, бодрствующими в ночи.

Наблюдения сверхновых и их анализ проведенный С. Перлмуттером, Б. Шмидтом и А. Риссом, дали понять, что убывание их яркости с расстоянием происходит заметно быстрее, чем этого следовало бы ожидать, по принятым в то время космологическим моделям. Совсем недавно это открытие было отмечено Нобелевской премией по физике. Такое дополнительное потускнение означает, что данному красному смещению соответствует некоторая эффективная добавка расстояния. Но это, в свою очередь, возможно только тогда, когда космологическое расширение происходит с ускорением, т.е. скорость удаления от нас источника света не убывает, а возрастает со временем. Важнейшая особенность новых экспериментов состояла и в том, что они позволили не только определить сам факт ускоренного расширения, но и сделать важное заключение о вкладе в плотность вещества во Вселенной различных составляющих.

До недавнего времени сверхновые звезды были единственным прямым доказательством ускоренного расширения и единственной убедительной опорой темной энергии. Точные измерения космического микроволнового фона, включающие WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) данные обеспечили независимое подтверждение реальности темной энергии. То же самое подтвердили и данные еще двух мощных проектов: крупномасштабное распределение галактик во Вселенной и Sloan Digital Sky Survey (SDSS).

Sloan Digital Sky Survey (SDSS, Слоуновский цифровой обзор неба) — проект широкомасштабного исследования изображений и спектров звёзд и галактик, использующий 2,5-метровый широкоугольный телескоп в Обсерватория Апачи-Пойнт, Нью-Мексико.

WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) — космический аппарат НАСА, предназначенный для изучения реликтового излучения, образовавшегося в результате Большого взрыва в момент зарождения Вселенной.

Комбинация данных WMAP, SDSS и других источников, нашли, что гравитационное отталкивание, генерируемое темной энергией, замедляет коллапс сверхплотных областей материи во Вселенной. Реальность темной энергии сразу стала существенно более приемлемой.

Космическое расширение

Космическое расширение было открыто Эдвином Хабблом в конце 1920-х и, может, является самой важной особенностью нашей Вселенной. Не только астрономические тела двигаются под влиянием гравитационного взаимодействия своих соседей, но и крупномасштабные структуры еще в большей степени растягиваются космическим расширением. Популярная аналогия – движение изюминок в очень большом пироге, находящемся в печи. Когда пирог подходит, расстояние между любой парой изюминок, погруженных в пирог, растет. Если мы вообразим, что одна конкретная изюминка представляет нашу галактику, то мы обнаружим, что все другие изюминки (галактики) удаляются от нас по всем направлениям. Наша Вселенная расширялась из горячего плотного космического супа, созданного в процессе Большого Взрыва, в куда более холодное и более разряженное собрание галактик и кластеров галактик, которой мы наблюдаем сегодня.

Чем дальше от Земли находится та или иная галактика, тем выше скорость ее удаления от нас и, соответственно, тем сильнее смещены к красному концу линии ее спектра.

Свет, испущенный звездами и газом в отдаленных галактиках, растягивается подобным же образом, удлиняя свою длину волны во время своего путешествия к Земле. Этот сдвиг в длине волны задается красным смещением z=(λobs−λ0)/λ0, где λobs - длина света на Земле и λ0-длина волны испущенного света. Например, лайман альфа переход в атоме водорода характеризуется длиной волны λ0=121.6 нанометров (при возвращении в основное состояние). Этот переход можно обнаружить в излучении отдаленных галактик. В частности, он был использован для обнаружения рекордно большого красного смещения: ошеломляющее z=10 с линией лайман альфа при λobs=1337.6 нанометров. Но красное смещение описывает только изменение в масштабах космоса при испускании и поглощении света и не дает прямой информации о расстоянии до излучателя или возрасте Вселенной, когда свет был испущен. Если мы знаем как расстояние до объекта, так и красное смещение, мы можем попытаться получить важную информацию о динамике расширения Вселенной.

Наблюдения сверхновых звезд обнаружили некоторую гравитационно-отталкивающую субстанцию, которая управляет ускорением Вселенной. Астрономы не первый раз столкнулись с проблемой недостающей материи. Светящиеся массы галактик оказались существенно меньше гравитирующих масс. Эта разница была восполнена темной материей – холодной нерелятивистской материи, в основном, вероятно, состоящей из частиц, слабо взаимодействующих с атомами и светом.

Однако наблюдения указывали, что полное количество материи во Вселенной, включая и темную материю, составляет всего 1/3 от полной энергии. Это было подтверждено исследованием миллионов галактик в рамках 2DF и SDSS проектов. Но общая теория относительности предсказывает, что имеется точная связь между расширением и энергетическим содержанием Вселенной. Мы, следовательно, знаем, что общая плотность энергии всех фотонов, атомов и темной материи должна быть дополнена до некоторого критического значения, определяемого постоянной Хаббла H0: ρcrit=3H20/8π⋅G. Загвоздка в том, чего нет, но это совсем другая история.

Масса, энергия и кривизна пространства-времени непосредственно связаны в ОТО. Одно из объяснений, следовательно, может состоять в том, что щель между критической плотностью и наблюдаемой плотностью материи заполнена некоторой плотностью энергии, связанной с деформацией пространства на больших масштабах и наблюдаемой только на масштабах порядка c/H0∼4000 Mpc. К счастью, кривизна Вселенной может быть определена с помощью прецизионных измерений МКФ. Реликт, с происхождением 400.000 после Большого Взрыва, МКФ есть излучение абсолютно черного тела, источником которого является первичная плазма. Когда Вселенная остыла ниже 3000 K плазма стала прозрачной для фотонов и они получили возможность свободно распространяться в пространстве. Сегодня почти 15 млрд лет спустя мы наблюдаем тепловой резервуар фотонов при температуре 2.726 K, что представляет результат красного смещения за счет космического расширения.

Замечательный образ МКФ был получен с помощью WMAP спутника, показывающий малейшие изменения фотонной температуры «неба». Эти вариации, известные как анизотропия МКФ отражают малые вариации плотности и движения ранней Вселенной. Эти вариации, которые возникают на уровне 10−5 являются зародышами крупномасштабной структуры (галактики, кластеры), которые мы наблюдаем сегодня.

Наиболее холодные/горячие пятна в космическим микроволновом фоне обязаны фотонам, которые выбрались из участков гравитационного потенциала наибольшей/наименьшей плотности. Размеры этих областей хорошо определены физикой плазмы. Когда мы рассматриваем полную Вселенную, видимый угловой размер этих анизотропий должен быть около 0.50, если Вселенная имеет достаточную кривизну чтобы заполнить энергетическую щель и в два раза большие угловые размеры в отсутствие всякого искривления пространства. Наиболее простой способ представить в воображении этот геометрический эффект заключается в следующем: представим себе треугольник с фиксированным основанием и боковыми сторонами (просто сторонами?), нарисованный на поверхностях разной кривизны. Для cедловой поверхности/сферы внутренние углы будут меньше/больше, чем у того же треугольника, нарисованного на плоской поверхности (с эвклидовой геометрией).

С 1999 года был проведен целый ряд экспериментов (TOCO, MAXIMA, BOOMERANG, WMAP), которые показали, что пятна МКФ имеют размеры порядка10. Это означает, что геометрия Вселенной плоская. С точки зрения проблемы недостающей энергии это означает, что нечто другое, чем кривизна должно быть ответственно за заполнение щели. Для некоторых космологов этот результат выглядел как déjà vu. Инфляция, лучшая теория происхождения первичных флуктуаций МКФ, предполагает, что очень раняя Вселенная испытывала период ускоренного расширения, который управлялся частицей, называемой инфлатоном. Инфлатон должен был растягивать любую крупномасштабную кривизну, делая геометрию Вселенной плоской или эвклидовой. Доказательство предполагает существование формы энергии, которая препятствует кластеризации галактик, которая гравитационно отталкивательная и которая, возможно, обязана частице, отличной от инфлатона.

Космическая гармония

Данные по реликтовому излучению и сверхновым звездам данные согласованно подтвердили, что источником космического ускорения является темная энергия. Но это было только начало. Комбинируя прецизионные измерения МКФ, полеченные WMAP, с радио, оптическим и рентгеновским зондирование крупномасштабных распределений материи астрофизики получили дальнейшие доказательства убыстрения скорости расширения Вселенной. Оказалось, что гравитационные потенциальные ямы плотности и уплотнения во Вселенной были растянуты и сглажены со временем, как будто под влиянием отталкивательной гравитации. Этот эффект известен как интегральный эффект Сакса-Вольфа (Sachs-Wolfe (ISW)). Он приводит к корреляции между температурной анизотропией в реликтового излучения и крупномасштабной структуре Вселенной. Хотя первичная плазма стала прозрачной для фотонов, когда Вселенная остыла, фотоны не путешествуют беспрепятственно. Космос изрешечен неоднородностями, которые сильны на малых расстояниях (где материя кластеризуется в звезды, галактики и туманности) и постепенно ослабевает на больших масштабах длины… Во время своего полета фотоны падают в гравитационные ямы и выбираются из них.

После того как космическое излучение было впервые детектировано (около 40 лет назад) Сакс и Вольф показали, что изменяющийся во времени потенциал должен приводить к энергетическому сдвигу МКФ проходящих через него фотонов. Фотон приобретает энергию, когда падает в гравитационную яму и тратит ее, когда выбирается из нее. Если потенциал стал глубже в ходе этого процесса, то, следовательно, фотон в целом потеряет энергию. Если потенциал станет мельче, фотон приобретет энергию.

Во Вселенной, где полная критическая плотность образуется только атомами и темной материей, слабые гравитационные потенциалы на очень больших пространственных масштабах (которые соответствуют плавным (gentle) волнам плотности материи) эволюционируют слишком медленно, чтобы оставить заметные следы на МКФ фотонах. Более плотные области просто захватывают окружающее вещество с той самой скоростью, с которой космическое расширение удлиняет волы, оставляя потенциал неизменным. Однако при более быстром расширении Вселенной, обязанному темной энергии, аккреция материи не может конкурировать с растяжением. Эффективно получается, что гравитационный коллапс замедляется отталкивающей темной материей. Следовательно, гравитационный потенциал имеет тенденцию к выполаживанию и фотоны приобретают энергию при прохождении этих областей. Подобным же образом фотоны теряют энергию, проходя через области пониженной плотности. (Не тривиально!)

Отрицательное давление

Величайшая загадка космического ускорения состоит не в том, что оно предполагает, что 2/3 субстанции, заполняющей Вселенную, мы не видим, а в том, что оно навязывает существование вещества с гравитационным отталкиванием. Чтобы рассмотреть это странное свойство темной энергии полезно ввести величину w=pdark/ρdark. Это выражение напоминает уравнение состояния газа. В ОТО скорость изменения космического расширения пропорциональна −(ρtotal+3ptotal). Для ускоренного расширения эта величина должна быть положительной. Так как ρtotal положительна, а среднее давление обычной и темной материи пренебрежимо мало (потому что она холодная и нерелятивистская), мы приходим к требованию 3w×ρdark+ρtotal<0 в качестве условия ускоренного расширения. Так как ρdark∼2/3ρtotal мы находим, что w≤−1/2. Поэтому давление темной материи не просто маленькое отрицательное, а большое отрицательное.

Почему давление влияет на расширение Вселенной? Эйнштейн показал, что материя и энергия искривляют пространство-время. Поэтому для горячего газа кинетическая энергия его атомов дает вклад в их гравитационные силы, как это было измерено с помощью измерения ускорения удаленных тел. Однако силы, которые требуются для того, чтобы удержать или изолировать газ работают против этого избыточного давления. Вселенная с другой стороны не является ни изолированной, ни ограниченной. Расширение космоса, заполненного горячим газом, эффективно будет происходить медленнее (за счет самогравитации), чем расширение Вселенной, заполненной холодным газом. По этой же логике, среда с таким отрицательным давлением, что ρtotal+3p<0 будет расширяться быстрее, расталкиваемая собственной антигравитацией.

Отрицательное давление не такое редкое явление. Давление воды в некоторых высоких деревьях становится отрицательным по мере того как питание поднимается по их сосудистой системе. В однородном электрическом или магнитном поле также можно найти конфигурации обладающие отрицательным давлением. В этих случаях давление есть нечто похожее на растянутую пружину под напряжением, вызванном внутренними силами. На микроскопическом уровне резервуар хиггсовских бозонов (гипотетических частиц, генерирующих массу частиц в Стандартной Модели) создает отрицательное давление, когда его тепловые или кинетические возбуждения малы. Действительно, инфлатон можно рассматриватькак тяжелую версию хиггсовского бозона. Одна из предложенных версий темной энергии – квинтэссенция – может быть даже более легкой версией хиггсов.

В принципе, не существует нижней границы давления во Вселенной. Хотя странные вещи происходят, если w опускается до значения меньше, чем −1. Изолированные куски такого материала могут иметь отрицательную массу. …..Но одна вещь очевидна. Такое сильное отрицательное давление не имеет места для нормальных частиц и полей в ОТО. Многочисленные наблюдения приводят к более узкому диапазону параметров темной энергии, чем те, которые следуют из приведенных выше общих рассуждений.

Комбинация предсказаний различных теоретических моделей и лучших наблюдений реликтового излучения, крупномасштабных структур и сверхновых звезд приводят к

Ωdark=0.728+0.015−0.016

w=−0.980±0.053

Краткая история темной энергии

Темная энергия, или нечто подобное ей, много раз возникала в истории космологии. Ящик Пандоры открыл Эйнштейн, который ввелкосмологическую постоянную в свои уравнения гравитационного поля. Космическое расширение тогда еще не было открыто и уравнения правильно «подсказывали», что Вселенная, содержащая материю, не может быть статичной без математического дополнения – космологической постоянной, которую принято обозначать Λ. Эффект эквивалентен заполнению Вселенной морем отрицательной энергии, в котором дрейфуют звезды и туманности. Открытие расширения устранило необходимость этого ad hoc дополнения теории.

В последующие десятилетия отчаянные теоретики периодически вводили Λ в попытке объяснить новые астрономические явления. Эти возвраты были всегда кратковременными и обычно заканчивались более правдоподобными объяснениями полученных данных. Однако с 60-х годов начала пробиваться идея того, что вакуумная (нулевая) энергия всех частиц и полей должна неизбежно генерировать слагаемое, подобное Λ. Кроме того, есть основания полагать, что космологическая постоянная могла естественно возникнуть на ранних этапах эволюции Вселенной.

В 1980 была развита теория инфляции. В этой теории ранняя Вселенная испытала период ускоренного экспоненциального расширения. Расширение было обязано отрицательному давлению, обязанному новой частице – инфлатону . Инфлатон оказался очень успешным. Он разрешил много парадоксов в модели Большого Взрыва. К этим парадоксам относятся проблемы горизонта и плоскостности Вселенной. Предсказания теории хорошо согласовывались различными космологическими наблюдениями.

Темная энергия и будущее Вселенной

С открытием темной энергии сильно изменились представления о том, каким может быть отдаленное будущее нашей Вселенной. До этого открытия вопрос о будущем однозначно связывался с вопросом о кривизне трехмерного пространства. Если бы, как многие раньше считали, кривизна пространства на 2/3 определяла современный темп расширения Вселенной, а темная энергия отсутствовала, то Вселенная расширялась бы неограниченно, постепенно замедляясь. Теперь же понятно, что будущее определяется свойствами темной энергии.

Поскольку мы эти свойства знаем сейчас плохо, предсказать будущее мы пока не можем. Можно только рассмотреть разные варианты. Про то, что происходит в теориях с новой гравитацией, сказать трудно, но другие сценарии есть возможность обсудить уже сейчас. Если темная энергия постоянна во времени, как в случае энергии вакуума, то Вселенная будет всегда испытывать ускоренное расширение. Большинство галактик в конце концов удалится от нашей на громадное расстояние, и наша Галактика вместе с немногими соседями окажется островком в пустоте. Если темная энергия — квинтэссенция, то в далеком будущем ускоренное расширение может прекратиться и даже смениться сжатием. В последнем случае Вселенная вернется в состояние с горячей и плотной материей, произойдет "Большой взрыв наоборот", назад во времени.

Энергетический бюджет нашей Вселенной. Стоит обратить внимание на то, что на долю привычного вещества (планеты, звезды, весь окружающий нас мир) приходится всего 4 процента, всё остальное составляют «темные» формы энергии.

Еще более драматическая судьба ожидает Вселенную, если темная энергия — фантом, причем такой, что его плотность энергии возрастает неограниченно. Расширение Вселенной будет все более и более быстрым, оно настолько ускорится, что галактики будут вырваны из скоплений, звезды из галактик, планеты из Солнечной системы. Дело дойдет до того, что электроны оторвутся от атомов, а атомные ядра разделятся на протоны и нейтроны. Произойдет, как говорят, большой разрыв.

Такой сценарий, однако, представляется не очень вероятным. Скорее всего, плотность энергии фантома будет оставаться ограниченной. Но и тогда Вселенную может ожидать необычное будущее. Дело в том, что во многих теориях фантомное поведение — рост плотности энергии со временем — сопровождается неустойчивостями фантомного поля . В таком случае фантомное поле во Вселенной будет становиться сильно неоднородным, плотность его энергии в разных частях Вселенной будет разной, какие-то части будут быстро расширяться, а какие-то, возможно, испытают коллапс. Судьба нашей Галактики будет зависеть от того, в какую область она попадет.

Все это, впрочем, относится к будущему, отдаленному даже по космологическим меркам. В ближайшие 20 миллиардов лет Вселенная будет оставаться почти такой же, как сейчас. У нас есть время для того, чтобы разобраться в свойствах темной энергии и тем самым более определенно предсказать будущее — а может быть, и повлиять на него.

http://www.modcos.com/

Темная сторона Вселенной Алексей Левин

Популярная механика» №7, 2007

Судьбой Вселенной руководит не барионная и даже не темная материя — расширение мироздания подчинено темной энергии.

В конце XIX века французский астроном Урбен Леверье обнаружил аномалии движения Меркурия по орбите, которые не могли быть объяснены в рамках механики Ньютона. Предполагалось существование еще неизвестных астрономам внутренних планет, делались попытки модифицировать закон тяготения, который, впрочем, не подходил для остальных планет Солнечной системы. И лишь в начале XX века ОТО смогла объяснить этот факт искривлением пространства-времени в окрестностях нашего светила (изображение: «Популярная механика»)

В 1915 году Эйнштейн завершил работу над общей теорией относительности, объяснил с ее помощью аномалии орбиты Меркурия и определил угол отклонения звездных лучей вблизи Солнца. Затем он подступился к фундаментальной проблеме, над которой думал еще Ньютон. Коль скоро все небесные тела испытывают взаимное притяжение, почему они не падают друг на друга? Во времена Ньютона (впрочем, и гораздо позднее) можно было считать, что Вселенная вращается вокруг единого центра и тяготение уравновешивается центробежными силами (как это происходит в Солнечной системе). Однако Эйнштейн был уверен, что в космосе нет ни «особенных» мест, ни выделенных направлений, что крупномасштабная структура мироздания однородна и изотропна (то есть полностью симметрична по отношению к сдвигам и поворотам).

Чтобы оценить революционность этой идеи, необходимо вспомнить, что в 1915 году практически все астрономы отождествляли космос с нашей собственной Галактикой, структура которой никак не удовлетворяет эйнштейновским постулатам (чтобы убедиться в этом, достаточно ночью посмотреть на небо). Так что Эйнштейн фактически противопоставил свои представления о мироздании астрономической науке того времени.

Наделив Вселенную столь высокими симметриями, он приступил к расчету ее модели. И тут-то математика подсунула ему малоприятный сюрприз. Все решения получались нестационарными, Вселенная либо стягивалась, либо расширялась. Изначально Эйнштейн считал Вселенную неизменной и полагал, что его уравнения это докажут, но ничего не выходило.

Великий физик обратился за консультацией к своему другу Виллему де Ситтеру, профессору астрономии Лейденского университета. Де Ситтер, который располагал лишь сведениями о звездах нашей Галактики, уверил его, что звездные движения не дают оснований для вывода, что Вселенная как целое расширяется или сжимается. После этого Эйнштейн ввел в основное уравнение ОТО дополнительное слагаемое, которое, казалось бы, математически обеспечивало статичность Вселенной — метрический тензор, помноженный на положительную константу, которую Эйнштейн обозначил лямбдой (одиннадцатой буквой греческого алфавита). Так была построена первая релятивистская модель мироздания, которую Эйнштейн опубликовал в 1917 году. Пространство в ней замкнуто (следовательно, не меняющий курса космический корабль может вернуться в точку старта) и обладает конечным объемом, хотя и не имеет границ (фактически оно представляет собой трехмерный аналог поверхности шара). Модель и вправду была статичной, но лишь формально. Много позже было доказано, что, если объем такого мира увеличится хотя бы на йоту, он продолжит расти до бесконечности (а при уменьшении объема сожмется в точку). Это означает, что эйнштейновское решение неустойчиво и потому не имеет физического смысла.

Космологический член

Переделка уравнения далась Эйнштейну нелегко. «Надо признать, — отметил он в той самой статье 1917 года "Космологические аспекты общей теории относительности", — что введенное расширение уравнений гравитационного поля отнюдь не оправдывается тем, что нам достоверно известно о тяготении... Этот член нужен лишь для того, чтобы обеспечить квазистатичное распределение материи, которое вытекает из малости звездных скоростей». Он назвал добавленный член космологическим, имея в виду, что его влияние может сказаться лишь в масштабах всей Вселенной. Это обстоятельство связано с исключительной малостью коэффициента при метрическом тензоре, который называют космологической постоянной.

Нередко говорят, что эту константу можно рассматривать как плотность энергии и давления вакуума. Это верно, но сам Эйнштейн не только не делал подобного вывода, но и не предлагал для λ никакой явной интерпретации. А вот неявная имела место. Поставив космологический член в левую часть своего уравнения, он тем самым модифицировал закон тяготения в космологических масштабах. К современному пониманию лямбды как вакуумной энергии первым пришел бельгийский космолог Жорж-Анри Леметр, который в конце 1920-х годов вслед за Александром Фридманом (но совершенно независимо) построил общепринятую ныне нестационарную модель однородной и изотропной Вселенной, которая спустя два десятка лет превратилась в основу теории Большого взрыва.

ОТО — это десять взаимосвязанных дифференциальных уравнений, да к тому же еще и нелинейных, настоящий математический кошмар. Согласно ОТО, гравитация — не самостоятельное поле вроде электромагнитного, а следствие искривления пространственно-временного континуума (изображение: «Популярная механика»)

Поначалу космологи отнеслись к лямбде с уважением. Модифицированное уравнение Эйнштейна использовал де Ситтер, предложивший в 1917 году модель мира без физической материи, но с космологической константой («пустая Вселенная»). Этот космос, как и эйнштейновский, сферичен, но не замкнут в постоянном объеме, а расширяется от некоего минимального радиуса до бесконечности (поэтому такой мир не возникает из бесконечно малого объема, как у Фридмана и Леметра). В дальнейшем радиус растет по экспоненте, показатель которой пропорционален квадратному корню из лямбды (в модели Фридмана он увеличивается не быстрее, чем пропорционально времени).

Ее исходное уравнение связывает это искривление с характеристиками физической материи (обычного вещества и взаимодействующих с ним полей). Слева от знака равенства стоит так называемый тензор Эйнштейна, описывающий деформацию пространства-времени. Справа расположен тензор энергии-импульса, компоненты которого содержат информацию о плотности материи, потоках импульса и энергии и т. п. Именно так Эйнштейн сначала написал свое уравнение, приравняв «геометрическую» часть к «энергетической» (изображение: «Популярная механика»)

Из модели де Ситтера следует, что расширение пространства увеличивает длину волн электромагнитного излучения. Однако сам де Ситтер этого не заметил, скорее всего, потому, что геометрические следствия его модели замаскированы весьма экзотической системой координат. В итоге он решил, что красное смещение обусловлено воздействием гравитации. Подлинная природа этого явления, названного эффектом де Ситтера, выяснилась спустя много лет.

Космологическую постоянную учитывал и Фридман, но, скорее, формально. А в 1929 году Эдвин Хаббл опубликовал свой знаменитый закон, утверждающий, что дальние галактики разбегаются во всех направлениях и что их радиальная скорость пропорциональна расстоянию до нашей планеты. Это непосредственно следует из моделей Фридмана и Леметра с нулевым значением лямбды, на что Леметр обратил внимание за два года до появления первой статьи Хаббла. Таким образом, получалось, что ОТО позволяет реалистично описать эволюцию мироздания без космологического члена, что Эйнштейн и признал в 1931 году.

Ошибся ли Энштейн?

Георгий Гамов в своей автобиографии «Моя мировая линия» сообщил, что Эйнштейн назвал космологический член «возможно, крупнейшей» из своих ошибок (предположительно, научных). Так ли это, в точности не известно, поскольку сам Эйнштейн ничего подобного не писал, а мемуаристы подчас ошибаются. Во всяком случае, с начала 1930-х годов большинство астрономов забыли о космологическом члене.

В 1932 году Эйнштейн и де Ситтер опубликовали модель нестационарного мира с нулевой пространственной кривизной (это частный случай модели Фридмана, который тот почему-то не рассмотрел). В этой статье они рекомендовали не пользоваться космологической константой, «пока более точные данные наблюдений не позволят определить ее знак и численную величину». Таким образом, Эйнштейн и де Ситтер всё же допускали, что лямбда может отличаться от нуля (и даже быть отрицательной). Это предсказание начало подтверждаться лишь через полвека.

Если космологический член с положительным значением лямбды перенести в правую часть уравнения Эйнштейна (как положено, с обратным знаком), он будет вычитаться из материальных источников тяготения. Это означает возникновение вакуумного поля с постоянной плотностью энергии, которое противодействует тяготению, то есть создает антигравитацию. Космологический член с отрицательной лямбдой, напротив, усиливает «материальную» гравитацию. Первым это понял Леметр, который отличался редкой интуицией по части космологии. К сожалению, эта идея сильно опередила свое время.

Инфляционная модель

Космологическая постоянная пребывала в забвении вплоть до начала 1980-х годов. Затем интерес к ней возродился, причем по двум независимым причинам. Во-первых, к этому времени в космологии постепенно закрепилась инфляционная модель Большого взрыва, подготовленная и развитая при значительном участии российских исследователей. Эта теория утверждает, что в начале существования Вселенной, когда ее возраст, скорее всего, не превышал 10^–36–10^–35 с, она начала расширяться по экспоненте, как в модели де Ситтера. Причиной этого процесса стал фазовый переход первичной субстанции мироздания, породивший вакуумное скалярное поле с гигантской положительной плотностью энергии. Первоначально оно было сосредоточено внутри сверхмикроскопического пузырька диаметром 10^–33 см, который и стал зародышем нашей Вселенной. Хотя расширение закончилось, когда Вселенной исполнилось всего 10^–33 с, она успела приобрести макроскопические размеры.

В отдаленном будущем расширение Вселенной, «подгоняемое» темной энергией, приведет к отдалению галактик друг от друга. К примеру, регион размером в миллиарды световых лет, сейчас похожий на паутину и содержащий несколько тысяч галактик размерами с Млечный путь каждая (слева), через пятьдесят миллиардов лет будет казаться почти пустым (справа). Изображение: «Популярная механика»

Новая модель быстро обрела признание и заставила вспомнить про космологическую постоянную, поскольку формально та выглядела прямым аналогом плотности скалярного поля, запустившего «раздувание» пространства. Правда, в первых версиях инфляционной модели это поле было весьма нестабильным. По окончании инфляции оно отдало свою энергию на рождение обычных частиц и исчезло, так что затем Вселенная эволюционировала согласно модели Фридмана с нулевым значением лямбды, предписывающей расширение с падающей скоростью. Однако некоторые теоретики допускали, что плотность вакуумного поля могла не упасть до нуля, а стабилизироваться где-то неподалеку. Тогда в уравнении Эйнштейна остается космологический член, пусть и с очень маленькой лямбдой. Сторонники этой идеи были немногочисленны, но авторитетны.

Возраст Вселенной

Во-вторых, о космологической постоянной вспомнили астрономы (в связи с проверкой закона Хаббла). Постоянная Хаббла позволяет оценить возраст Вселенной, однако для этого надо знать, по какому сценарию она эволюционирует. В открытой модели без космологического члена Вселенная расширяется вечно, но скорость ее расширения монотонно снижается и стремится к положительному пределу. В закрытой модели расширение сменяется сжатием, которое стягивает Вселенную в единую точку. Какой вариант осуществится, зависит от того, будет ли в начале процесса расширения средняя плотность энергии космической материи больше или меньше некоего критического значения. При строгом равенстве размер Вселенной опять-таки вечно увеличивается, но скорость ее расширения стремится к нулю. В этом, и только в этом, случае равна нулю и кривизна пространства (в открытых моделях она отрицательна, в закрытых — положительна), которое, следовательно, подчиняется геометрии Евклида. Правда, пространственно-временной континуум всё равно остается искривленным, иначе не было бы тяготения.

Согласно ОТО, кривизна пространства зависит от отношения плотности Вселенной к некоему критическому значению. Если это отношение равно единице, Вселенная является плоской (геометрия Евклида), если меньше единицы — имеет отрицательную кривизну (гиперболическая геометрия), если больше единицы — кривизна положительна (сферическая геометрия). Изображение: «Популярная механика»

Если в космосе очень мало гравитирующей материи, он эволюционирует в соответствии с открытой моделью, но скорость его расширения уменьшается столь медленно, что в первом приближении может считаться константой (она строго постоянна при нулевой плотности вещества). В этом случае время жизни Вселенной равно единице, деленной на постоянную Хаббла. Пару десятков лет назад астрономы уверились, что это значение вряд ли превышает 15 млрд лет.

С другой стороны, результаты многих наблюдений свидетельствовали, что мы, скорее всего, живем в плоском мире. Чтобы вычислить его возраст на основе хаббловской постоянной, надо обратную ей величину умножить на 2/3. Тогда получается, что Большой взрыв случился около 10 млрд лет назад. Однако это меньше установленного возраста древнейших звездных скоплений! Из этого парадокса можно выпутаться, предположив, что эволюция Вселенной отличается от сценария плоской модели с нулевой лямбдой. Но это опять приводит к тому, что космологический член всё же отличен от нуля.

Космические маяки

В первой половине 1990-х годов два интернациональных астрономических коллектива — в Национальной лаборатории имени Лоуренса в Беркли под руководством Сола Перлмуттера и в Астрофизическом центре Гарвардского университета и Смитсоновского института, где неформальным лидером был профессор астрономии Роберт Киршнер, — приступили к наблюдениям очень отдаленных сверхновых. Обе группы начали работу в уверенности, что скорость расширения космоса падает в соответствии с фридмановской моделью с нулевой лямбдой, с целью определить характер этого замедления, чтобы наконец-то выяснить геометрию Вселенной (тогда считалось, что отношение плотности светящейся и темной материи к критическому параметру равно примерно 0,3). Ученые хотели промерить темпы снижения скорости расширения Вселенной если не с начала ее существования, то хотя бы на протяжении значительной части ее истории.

Как это сделать? Предположим, что по Вселенной разбросаны объекты, которые светятся с одной и той же интенсивностью. Они расположены на неодинаковых расстояниях от нашего Солнца, и, следовательно, дошедший до нас свет излучен в разное время. Если Вселенная почти пуста и скорость ее расширения постоянна, то по пути к Земле свет пройдет большую дистанцию, чем при ее замедленном расширении, так что его видимая яркость будет меньше. Следовательно, характер эволюции Вселенной можно выяснить, определив интенсивность света, пришедшего от этих тел. Отсюда же следует, что, если Вселенная разбухает с ускорением, они будут выглядеть тусклее, нежели во Вселенной с постоянной или падающей скоростью расширения. Если наблюдать за космическими маяками, расположенными, скажем, в 5 млрд световых лет от нас, то теория предсказывает, что в плоской Вселенной они окажутся на 25% ярче, чем в пустой.

Небесные маяки Сами по себе наблюдения каких-либо галактик (нижний ряд) не могут предоставить астрономам данных о том, как именно расширяется мироздание. Однако здесь ученым повезло — природа подарила им сверхновые типа Ia, фактически «эталонные» источники: их пиковая светимость примерно одинакова, что дает возможность определять темпы расширения Вселенной с помощью измерений интенсивности доходящего до нас света. Интенсивность эта очень мала, поэтому наблюдения и измерения проводились с помощью орбитального телескопа Hubble. Последние данные, основанные на анализе нескольких десятков наиболее удаленных сверхновых типа Ia (верхний ряд, показаны стрелками), подтверждают выводы о том, что наша Вселенная ускоренно расширяется. Это одно из доказательств существования темной энергии.

Но где же взять такие звездные маяки? Астрономам повезло — природа подарила им сверхновые типа Ia. У них примерно одинаковая пиковая светимость, в 4 млрд раз превышающая светимость Солнца. Это постоянство не абсолютно, отклонения от среднего уровня достигают 20–30%, но с этим осложнением можно справиться. И хотя на практике подобные наблюдения сопряжены с гигантскими техническими трудностями (необходимо принимать в расчет космическую пыль и много чего еще), дело все-таки стронулось с места. К концу 1997 года астрономы гарвардской группы собрали достаточно данных, чтобы утверждать, что с расстояния в 5 млрд световых лет сверхновые посылают на Землю меньше света, чем предписано моделью пустой Вселенной, не говоря уже о плоской. Первым к этому заключению пришел Адам Рисс, ныне профессор Университета Джонса Хопкинса.

Бог из машины

«Наша группа приступила к исследованиям в 1994 году. Я тогда был аспирантом у Киршнера, через два года защитился, получил временную должность в Калифорнийском университете и продолжал участвовать в проекте. Об ускорении расширения Вселенной мы и не думали, напротив, хотели выяснить характер его замедления. Лично я тогда не верил ни в какую космологическую константу, — вспоминает профессор Рисс. — Строго говоря, всё началось с подачи "электронного мозга". Я написал программу, которая вычисляла плотность вещества во Вселенной в соответствии с нашими данными о блеске далеких сверхновых. И представьте себе, как же я удивился, когда компьютер заявил, что она меньше нуля! У него не было другого выхода.

Фотометрические данные свидетельствовали, что Вселенная расширяется с ускорением, а в стандартной модели Фридмана, которая была заложена в программу, такое возможно лишь при отрицательной плотности космической материи. Тогда я решил на пробу ввести в программу космологический член. Машина сочла, что результаты наблюдений почти стопроцентно требуют такой модификации. После целого ряда контрольных вычислений я ознакомил коллег со своими выводами. Мы еще не раз всё проверили и обсудили — и решили публиковаться».

Эта вошедшая в историю астрономии статья «Данные об ускоряющейся Вселенной и космологической константе, полученные из наблюдений сверхновых» была опубликована в сентябрьском выпуске The Astronomical Journal 1998 года. Группа Перлмуттера в том же месяце представила статью с аналогичными выводами в конкурирующее издание, The Astrophysical Journal, на страницах которого она и появилась в июне 1999 года.

Экспериментальные данные, полученные из анализа реликтового излучения и изучения сверхновых, ограничивают возможные модели Вселенной, отношение плотности энергии вакуума к критической величине (по горизонтальной оси) и значение космологической постоянной (по вертикальной оси). Изображение: «Популярная механика»

Астрономы и астрофизики согласились с этими выводами (и с возрождением космологической константы!) с редким единодушием. Астрофизик из Чикагского университета Майкл Тернер предложил назвать источник космической антигравитации темной энергией. В последующие годы результаты стратосферных и космических измерений реликтового микроволнового излучения позволили очень точно определить ее плотность. По новейшим данным, она составляет около 4 кэВ (в единицах массы примерно 10^–29 г) на кубический сантиметр (плотность барионной материи почти в 20 раз меньше). Эти же данные свидетельствуют, что на протяжении первых 7 млрд лет после Большого взрыва гравитирующая материя (включая и темную) превалировала над темной энергией и Вселенная расширялась с замедлением скорости. Однако по мере ее разбухания плотность материи уменьшалась, а плотность темной энергии не изменялась (конечно, если коэффициент при космологическом члене — действительно константа), так что в конце концов антигравитация победила. Результаты наблюдений за сверхновыми позволяют утверждать, что произошло это около 6,5 млрд лет назад.

Загадка темной энергии

Что думают физики о природе темной энергии? «К сожалению, всё это сплошные загадки. Нельзя даже с уверенностью сказать, что плотность темной энергии не изменяется со временем, хотя данные наблюдений вроде бы свидетельствуют о ее постоянстве, — рассказал "ПМ" Дэн Хупер, сотрудник Группы теоретической астрофизики Национальной лаборатории ускорителей имени Ферми и автор недавно вышедшей книги Dark Cosmos. — Возможно, что с темной энергией связаны очень легкие частицы, которые являются квантами какого-то скалярного поля. Не исключено, что это поле как-то связано с полем, запустившим первичную инфляцию, но и здесь на самом деле ничего не известно. Честно говоря, пока ни единая гипотеза о природе темной энергии не вызывает у меня энтузиазма».

Для получения более детальных сведений о темной энергии необходимо провести прецизионное фотометрическое и спектроскопическое наблюдение тысяч сверхновых. В США обсуждаются проекты трех космических телескопов с такими возможностями — SNAP (SuperNova/Acceleration Probe), Destiny и ADEPT (Advanced Dark Energy Physics Telescope). Профессор Рисс, который входит в команду разработчиков обсерватории ADEPT, лелеет надежду, что в течение десяти лет один из этих аппаратов приступит к работе.