Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

без сомнения, обретут поддержку со стороны тех, кто сумеет показать, почему они исчезли или что они и правда существуют, но являются значительно более тонкими, чем ожидалось. Как их можно обнаружить? Поскольку струны распространяют гравитационные волны, их можно обнаружить косвенным образом в ходе более общих экспериментов, предусматривающих их отслеживание. Предполагалось, что наиболее многообещающим способом регистрации струн является гравитационное линзирование, поскольку галактика, находящаяся за длинной космической струной, предположительно, должна будет представляться в виде двух одинаковых изображений по обе стороны от (невидимой) струны. Обнаружение такого эффекта позволит рассчитать массу, приходящуюся на единицу длины струны. Первая серьезная заявка на обнаружение именно такого гравитационно-линзового эффекта (который отличается по характеру от линзирования, вызванного компактным гравитационным посредником) была представлена в 2005 г. в статье М. В. Сажина, сотрудника Астрономического института им. П. К. Штернберга (Москва) и Астрономической обсерватории Каподимонте (Неаполь). Он и его коллеги, работая на телескопе VLT в Европейской южной обсерватории на горе Серро-Параналь (Чили), обнаружили двойное изображение объекта CSL-1. Два изображения казались столь похожими друг на друга, что (если это действительно случай линзирования) это не могло быть вызвано действием обычной компактно сконцентрированной в пространстве материи, занимающей положение между нами и источником37.

УСКОРЕННОЕ РАСШИРЕНИЕ И ТЕМНАЯ ЭНЕРГИЯ

В наступившем XXI веке инфляционные теории оказались в центре внимания, несмотря на ворчливое брюзжание нескольких действующих астрономов, с глубоким подозрением относящихся к вторжению в их область сторонних специалистов, вышедших из институтов теоретической физики. Однако вскоре большинство астрономов, работавших в близких к космологии областях, начали соглашаться с инфляционной концепцией и сделанными с ее помощью различными прогнозами. Довольно сложно дать узкое определение такому термину, как «космологическая теория», но с учетом большей части существующих определений количество работ, ежегодно публикуемых по данному предмету в 1960‐х гг., не превышало сотни, в то время как к 1980 г. оно составило около шести сотен, и большая их часть написана физиками и математиками, лишь малая толика которых была близко знакома с процедурами наблюдений, необходимыми для подтверждения их идей. Среди них, конечно же, оказались и те, кто все еще категорически возражал даже против теорий Большого взрыва. Так, ярким представителем арьергардного скептицизма высшего уровня, высказываемого в отношении большей части наблюдательных данных, был Хэлтон Арп, сомневавшийся в том, что космологическое красное смещение прежде всего служит индикатором разбегания галактик. Его особенно беспокоил случай квазаров, и некоторые из его интересных снимков отвергались коллегами с излишней поспешностью. Однако, с точки зрения большинства астрономов, дебаты подобного рода уже давно отошли в прошлое. И когда космологическая лодка крепко напоролась на риф астрономических наблюдений, произведенных в конце минувшего тысячелетия, фактические данные пришли совсем не с той стороны, откуда их ждали.

В течение десятилетий астрономы измеряли коэффициент расширения, «постоянную» Хаббла, и даже в 1990‐х гг. некоторые полученные результаты отличались друг от друга в два раза. (Они разнились в пределах примерно от 50 до 100 километров в секунду на мегапарсек. На одном из этапов космический телескоп НАСА объявил о значении 70 с погрешностью 10 процентов. Использовав совершенно другой подход, основанный на анизотропии космического микроволнового фонового излучения, космический аппарат «WMAP» сузил это несогласие до 71 +4/–3.) Параметр плотности Ω также регулярно подвергался оценке в целях принятия решения о вероятной скорости замедления, которое считалось само собой разумеющимся. В 1998 г., две группы астрономов, работавшие независимо друг от друга, огласили новые результаты указанных параметров, тем более неудобные, что в общем и целом они хорошо согласовывались друг с другом.

И тот и другой коллектив использовали в качестве индикаторов расстояний сверхновые типа Ia, чрезвычайно яркие взрывающиеся звезды, которые, как мы видели, считались надежными ориентирами, поскольку обладали почти идентичными максимальными абсолютными светимостями. Один коллектив – проект «Космология по сверхновым», возглавляемый Солом Перлмуттером из Национальной лаборатории им. Лоуренса в Беркли (штат Калифорния) представил информацию об измерениях видимой яркости и красного смещения каждой из сорока двух таких сверхновых. Коллектив «Команда поиска сверхновых с большим z», возглавляемый Брайаном Шмидтом из обсерваторий Маунт-Стромло и Сайдинг-Спринг (Австралия), отчитался о шестнадцати таких сверхновых. Оба коллектива представили ошеломляющий результат, согласно которому скорость расширения не только не снижается, но, скорее всего, медленно растет.

Эти сообщения потрясли профессиональное сообщество и быстро привели к многочисленным пересмотрам существующих теорий. (Позже рентгеновская обсерватория «Чандра» подтвердила исходные результаты посредством наблюдений газа в скоплениях галактик, разогретого до многих миллионов кельвинов. В 2006 г. было сделано уточняющее сообщение, что ускорение началось шесть миллиардов лет назад.) В 1998 г., когда грянули две эти новости, существовала как минимум одна концепция, дождавшаяся своего часа, а именно – гравитационное отталкивание, которое было задействовано в инфляционной теории. Как мы видели, эта концепция, связанная с квантовой активностью вакуума, использовалась только для понимания эпохи инфляции, а не для того, чтобы представить картину более поздней Вселенной. Тем не менее теперь открытие ускорения расширения Вселенной означало (согласно общему толкованию) – основная часть ее энергии приходится не на материю и не на излучение, а на гравитационный отталкивающий компонент. С легкой руки Майкла Тернера ее стали называть «темной энергией». Ньютоновская гравитация не признает таких вещей, но (как мы видели ранее) теория Эйнштейна допускает ее существование в виде космологической постоянной. Тот факт, что она была выбрана в качестве наиболее приемлемого решения, демонстрирует то, насколько прочно признание инфляционной теории утвердилось в сознании к концу XX в.

Однако данное решение не было единственным. Предлагалась и давняя неувядающая идея изменения законов гравитации на больших расстояниях. Некоторые специалисты заходили настолько далеко, что начинали видеть в темной энергии иллюзию, порождаемую фактом недостаточно полного понимания гравитации. Рассматривалась также возможность связи темной энергии с дополнительными измерениями, предсказываемыми теорией суперструн, и то, что данная связь может помочь осуществить ее проверку. Другие авторы приспосабливали к ней саму инфляционную теорию или, скорее, ту ее часть, в которой говорится о возмущениях в первичной плотности, проявляющихся впоследствии в космическом микроволновом фоне. Мы приведем здесь только одно из нескольких предложенных объяснений, чтобы проиллюстрировать то, насколько шатко теоретическая космологическая надстройка опирается на наблюдения. Теорию выдвинул в 2002 г. Пол Стейнхардт из Принстонского университета. Это особенно интересно, поскольку двумя десятилетиями ранее он был одним из основоположников инфляционной теории.

Предложенная Стейнхардтом новая модель принадлежала к ряду тех, что предполагают циклическую эволюцию с потенциально бесконечными прошлым и будущим. Как известно, циклические модели выдвигались и раньше, в ранние годы релятивистской космологии, но они сталкивались с серьезными проблемами, такими как бесконечные температура и плотность при последовательных «схлопываниях», а также проблема энтропии. Были и другие сложности, обнаружившиеся при попытках совместить циклические модели с инфляционной теорией.

Стейнхардт принял в качестве аксиомы, что в прошлом Вселенная замедлялась, а материя и излучение утратили исходное значение только в относительно недавний отрезок истории Вселенной. Если раньше космические структуры формировались во все более возрастающих масштабах, то, согласно его предположению, ускоряющееся расширение остановило этот процесс. Описывая типичный цикл, начинающийся со «взрыва», он принял в качестве конечного максимума температур значение 1020 К. Хотя он заимствовал свои идеи из старых инфляционных моделей, в новой модели не было никакой инфляции, она сразу же переходила к стадии доминирования излучения и образования ядер в стандартных пропорциях; затем – ко Вселенной с преобладанием материи, в которой формируются атомы, галактики и другие более крупные структуры; а затем – к стадии с преобладанием темной энергии. Именно темная энергия движет эволюцией Вселенной, и эта