Ткань космоса: Пространство, время и структура реальности (стр. 21 )

Грубо через 10–35 после начала раздувания поле инфлатона нашло свой путь от плато с высокой энергией и его величина во всем пространстве соскользнула на дно чаши, выключив отталкивательное давление. А раз уж величина инфлатона скатилась вниз, она передала свою сдерживаемую энергию на производство обычных частиц материи и радиации, – подобно тому, как туманная дымка оседает на траву как утренняя роса, – которые однородно заполнили расширяющееся пространство.[14] С этого момента история, по существу, становится такой же, как и в стандартной теории Большого взрыва: пространство продолжает расширяться и охлаждаться после раздувания, позволяя частицам материи слипаться в структуры вроде галактик, звезд и планет, которые медленно распространяются по вселенной, которую мы в настоящее время видим, как показано на Рис. 10.3.

Открытие Гута – окрещенное инфляционной космологией – вместе с важными усовершенствованиями, внесенными Линде, Альбрехтом и Стейнхардом, обеспечило объяснение того, что заставило пространство расширяться в первую очередь. Хиггсово поле, удерживаемое на величине выше своей нулевой энергии, может обеспечить выдавливание пространства вовне к раздуванию. Гут обеспечил Большой взрыв Взрывом.

Инфляционная структура

Открытие Гута было быстро провозглашено крупным достижением и стало доминирующим направлением космологических исследований. Но отметим две вещи. Первое, в стандартной модели Большого взрыва сам Взрыв, предположительно, произошел в момент времени нуль, в самом начале вселенной, так что он выглядит как акт творения. Но точно так же, как кусок динамита взрывается только когда он должным образом подожжен, в инфляционной космологии Взрыв произошел только тогда, когда условия сложились правильные, – когда имелось поле инфлатона, чья величина обеспечила энергию и отрицательное давление, которое явилось топливом отталкивательной гравитации для раздувания вовне, – и это не нуждается в сравнении с "творением" вселенной. По этой причине инфляционный взрыв лучше всего мыслить как событие, которое пережила предшествовавшая вселенная, но не обязательно как событие, которое создало вселенную. Мы отметили это на Рис. 10.3, сохранив некоторое размытое пятно от Рис. 9.2, обозначив наше продолжающееся неведение относительно фундаментального начала: более точно, если инфляционная космология верна, наше неведение относительно того, почему имелось поле инфлатона, почему чаша его потенциальной энергии имела правильную форму, чтобы произошла инфляция, почему имелось пространство и время, в рамках которых имело место все обсуждение, и, вспомнив более великую фразу Лейбница, почему есть что-то вместо ничего.

Рис 10.3 (а) Инфляционная космология вводит быстрое гигантское раздувание пространственной протяженности в ранней истории вселенной, (b) После раздувания эволюция вселенной переходит в стандартную эволюцию, разработанную в модели Большого взрыва.

Второе и связанное наблюдение таково, что инфляционная космология не является отдельной однозначной теорией. Скорее это космологическая система, выстроенная вокруг осознания, что гравитация может быть отталкивательной и, следовательно, может двигать раздувание пространства. Точные детали раздувания вовне – когда оно произошло, как долго оно длилось, сила направленного вовне давления, фактор, на который вселенная увеличилась во время раздувания, количество энергии, которую инфляция вложила в обычную материю, когда раздувание подошло к концу, и так далее – зависят от деталей, больше всего от размера и формы потенциальной энергии поля инфлатона, которые в настоящее время находятся вне наших способностей определить их только из теоретических рассмотрений. Так что многие годы физики изучали все виды возможностей – различные формы потенциальной энергии, различные количества полей инфлатона, которые работают в тандеме, и так далее – и определили, какие выборы дают теориям лучшее соответствие с астрономическими наблюдениями. Важной вещью является то, что имеются аспекты инфляционных космологических теорий, которые переступают пределы деталей и поэтому являются общими, по существу, для любой реализации. Само раздувание вовне, по определению, является одним из таких свойств, и потому любая инфляционная модель приходит ко Взрыву. Но имеются и другие свойства, присущие всем инфляционным моделям, которые живы, поскольку они решают важные проблемы, которые привели в тупик стандартную космологию Большого взрыва.

Инфляция и проблема горизонта

Одна из таких проблем называется проблемой горизонта и заключается в однородности микроволнового фонового излучения, о чем мы говорили раньше. Повторим, что температура микроволновой радиации, достигающей нас по одному направлению в пространстве, согласуется с температурой радиации, которая приходит по любому другому направлению с фантастической точностью (лучше, чем тысячная доля градуса). Этот наблюдательный факт является стержневым, поскольку он удостоверяет однородность всего пространства, что позволяет сделать гигантские упрощения в теоретических моделях космоса. В предыдущих главах мы использовали эту однородность, чтобы существенно снизить количество возможных форм пространства и чтобы обосновать однородное космическое время. Проблема появляется, когда мы пытаемся объяснить, как вселенная стала однородной. Как так получилось, что обширные удаленные рагионы вселенной так упорядочились, что стали иметь почти одинаковую температуру?

Если вы мысленно вернетесь к Главе 4, то одна из возможностей такова, что точно так же, как нелокальное квантовое запутывание может коррелировать спины двух широко разнесенных частиц, может быть, оно может коррелировать также и температуры двух широко разнесенных регионов пространства. Хотя это интересное предположение, потрясяющая ничтожность запутывания во всех наиболее контролируемых ситуациях, как обсуждается в конце этой главы, по существу это исключает. Ладно, возможно, имеется более простое объяснение. Может быть, давным давно, когда каждый регион пространства был ближе к каждому другому, их температуры выравнивались через их тесный контакт, почти как горячая кухня и холодная жилая комната приходят к одной и той же температуре, когда дверь между ними на время открыта. В стандартной теории Большого взрыва, однако, это объяснение также не годится. Приведем один из способов подумать об этом.

Представьте просмотр пленки, на которой изображен полный курс космической эволюции от начала до сегодняшнего дня. Остановите пленку на некотором произвольном моменте и спросите себя; могут ли два отдельных региона пространства, подобных кухне и жилой комнате, влиять на температуру друг друга? Могут ли они обмениваться светом и теплом? Ответ зависит от двух вещей: расстояния между регионами и количества времени, истекшего с момента Взрыва. Если расстояние между ними меньше, чем путь, который может проделать свет за время с момента Взрыва, тогда регионы могут повлиять друг на друга; в противном случае не могут. Теперь вы можете подумать, что все регионы наблюдаемой вселенной могли взаимодействовать друг с другом когда-то вблизи начала, поскольку чем дальше мы отматываем пленку назад, тем теснее становятся регионы и поэтому им легче провзаимодействовать. Но это рассуждение слишком поспешное; не принят во внимание тот факт, что не только регионы пространства были ближе друг к другу, но также и времени у них было меньше, чтобы совершить обмен.

Чтобы провести корректный анализ, представьте космическую пленку, прокручивающуюся в обратном направлении, в то время как вы сосредоточились на двух регионах пространства, находящихся в настоящее время на противоположных сторонах наблюдаемой вселенной, – регионах настолько удаленных, что они в настоящее время находятся вне сферы влияния друг друга. Если для уменьшения вдвое расстояния между ними мы отмотаем космическую пленку более чем наполовину назад по направлению к началу, тогда даже если регионы пространства были ближе друг к другу, коммуникации между ними были все еще невозможны: они были разделены наполовину по сравнению с сегодняшним положением, но и времени с момента Взрыва прошло тоже меньше, чем половина от сегодняшнего, так что свет смог бы пролететь только меньше половины нужного расстояния. Аналогично, если из этой точки на пленке мы переместимся более чем наполовину назад к началу, чтобы еще раз вдвое уменьшить расстояние между регионами, коммуникации между ними остаются еще более затрудненными. При таком виде космической эволюции, даже если регионы были ближе друг к другу в прошлом, становится более загадочным – не менее – что они каким-то образом смогли выровнять свои температуры. В зависимости от того, как далеко свет может пропутешествовать, регионы становятся все более отсеченными друг от друга по мере того, как мы исследуем их все дальше назад во времени.

Это в точности то, что происходит в стандартной теории Большого взрыва. В стандартной теории Большого взрыва гравитация действует только как притягивающая сила, так что с самого начала она действует, чтобы ослабить расширение пространства. Теперь, если что-либо ослабляется, ему потребуется больше времени, чтобы покрыть заданную дистанцию. Например, представьте, что Секретариат покинул старт стремительной иноходью и покрыл первую половину скаковой дистанции за две минуты, но, поскольку сегодня не его лучший день, он заметно сдал на второй половине и взял три дополнительные минуты до финиша. При просмотре пленки скачек в обратном порядке мы отмотали пленку более чем наполовину назад, чтобы увидеть, как Секретариат пересекает отметку половины дистанции (мы передвинулись по пятиминутной пленке всех скачек назад к двухминутной отметке). Аналогично, поскольку в стандартной теории Большого взрыва гравитация ослабляет расширение пространства, из любой точки на космической пленке нам нужно отмотать больше чем половину назад во времени, чтобы уполовинить расстояние между двумя регионами. И, как выше, это означает, что даже если области пространства были ближе друг к другу в более ранние времена, было более трудно – а не менее – для них оказать друг на друга влияние, и потому более загадочно, – а не менее – что они как-то достигли одинаковой температуры.

Физики определяют космический горизонт региона (или, для краткости, горизонт) как наболее удаленные окружающие регионы пространства, которые достаточно близки к данному региону, чтобы любая пара могла обменяться световыми сигналами за время, прошедшее с момента Взрыва. Имеется аналогия с самыми удаленными вещами, которые мы можем видеть на земной поверхности из любой отдельной точки отсчета.[15] Тогда проблема горизонта заключается в загадке, присущей наблюдениям, что области, чьи горизонты всегда были разделены, – области, которые никогда не могли взаимодействовать, находиться в связи или любым способом оказывать влияние друг на друга, – каким-то образом имеют почти одинаковую температуру.

проблема горизонта не подразумевает, что стандартная модель Большого взрыва неверна, но она взывает к объяснению. Инфляционная космология его обеспечивает.

В инфляционной космологии имелось краткое мгновение, во время которого гравитация была отталкивательной, и это заставило пространство расширяться все быстрее и быстрее. Во время этой части космической пленки, вы могли бы отмотать пленку менее чем наполовину назад, чтобы вдвое уменьшить расстояние между регионами. Подумайте о скачках, в которых Секретариат покрыл первую половину дистанции за две минуты, а затем, поскольку это были бега его жизни, ускорился и промчался через вторую половину за одну минуту. Вы будете перематывать назад только трехминутную пленку к двухминутной отметке – менее, чем наполовину назад, – чтобы увидеть его пересекающим отметку половины дистанции. Аналогично, ускоряющийся темп разделения любых двух регионов пространства во время инфляционного расширения предполагает, что уменьшение вдвое расстояния между ними потребует отматывания космической пленки менее – намного менее, – чем наполовину назад к началу. Следовательно, если мы двигаемся дальше назад во времени, для любых двух регионов пространства становится легче оказать влияние друг на друга, поскольку, соответственно говоря, имеется больше времени для их взаимодействия. Расчеты показывают, что если фаза инфляционного расширения заставила пространство расшириться, как минимум, на фактор 1030 (число, которое легко достигается в отдельных реализациях инфляционного сценария), все области пространства, которые мы видим в настоящее время, – все регионы пространства, чьи температуры мы можем измерить, – были в состоянии взаимодействовать также легко, как смежная кухня и жилая комната, и потому естественно пришли к одинаковой температуре в ранние моменты вселенной.[16] В двух словах, пространство расширяется достаточно медленно в самом начале, чтобы однородная температура могла широко установиться, а затем в ходе интенсивного взрыва все более быстрого расширения вселенная состыковала вялый старт и широкое разнесение близких регионов.

Таким образом инфляционная космология объяснила однородность микроволнового фонового излучения, заполняющего пространство, которая в ином случае загадочна.

Инфляция и проблема плоскостности

Вторая проблема, адресуемая инфляционной космологии, имеет дело с формой пространства. В Главе 8 мы установили критерии однородной пространственной симметрии и нашли три способа, которыми ткань пространства может изгибаться. Обращаясь к нашей двумерной визуализации, имеются возможности положительной кривизны (форма подобная поверхности шара), отрицательной кривизны (седловая форма) и нулевой кривизны (форма подобная бесконечной плоской поверхности стола или экрану видеоигры конечных размеров). С ранних дней ОТО физики осознавали, что полная материя и энергия в каждом объеме пространства – плотность материи/энергии – определяет кривизну пространства. Если плотность материи/энергии высока, пространство свернется в форму сферы; это значит, что будет положительная кривизна. Если плотность материи/энергии низка, пространство будет расширятся вовне как седло; это значит, будет отрицательная кривизна. Или, как отмечалось в последней главе, для очень специального количества плотности материи/энергии – критической плотности, равной массе около пяти атомов водорода (около 10–23 грамм) в каждом кубическом метре, – пространство будет лежать точно между этими двумя экстремумами и будет совершенно плоским; это значит, что кривизны не будет.

Теперь о загадке.

Уравнения ОТО, которые лежат в основе стандартной модели Большого взрыва, показывают, что если плотность материи/энергии в начале была в точности равна критической плотности, то она останется равной критической плотности, когда пространство расширяется.[17] Но если плотность материи/энергии была хотя бы чуть-чуть больше или чуть-чуть меньше, чем критическая плотность, последующее расширение уведет ее очень и очень далеко от критической плотности. Чтобы прямо почувствовать числовые величины, отметим, что если через секунду после Большого Взрыва вселенная не дотягивала до критической плотности, имея 99,99 процента от нее, расчеты показывают, что сегодня ее плотность была бы в любом случае уведена вниз до величины 0, от критической плотности. Эта разновидность ситуации подобна той, с которой столкнулся скалолаз, который прогуливается по тонкому как бритва уступу с крутым склоном с каждой стороны. Если его шаг направлен прямо по грани, он сможет пересечь уступ. Но даже малейший ошибочный шаг, сделанный чуть слишком влево или вправо, приведет к существенно иному исходу. (И с риском получить одну из слишком далеко идущих аналогий, это свойство стандартной модели Большого Взрыва также напоминает мне душевую много лет назад в студенческом общежитии колледжа: если вы сможете установить кран абсолютно точно, вы сможете получить комфортабельную температуру воды. Но если вы отклонитесь на йоту туда или сюда, вода будет или обжигающая или замораживающая. Некоторые студенты просто прекращали мыться совсем).

Десятилетия физики пытались измерить плотность материи/энергии во вселенной. В 1980е, хотя измерения были далеки от завершения, одна вещь стала определенной: плотность материи/энергии вселенной не является в тысячи и тысячи раз меньше или больше, чем критическая плотность; эквивалентно, пространство искривлено несущественно, или положительно или отрицательно. Это осознание бросило неудобный свет на стандартную модель Большого взрыва. Оно подразумевало, что для соответствия стандартного Большого взрыва наблюдениям некоторый механизм – один из тех, которые никто не может объяснить или идентифицировать, – должен был тонко настроить плотность материи/энергии ранней вселенной экстраординарно близко к критической плотности. Например, расчеты показывают, что через одну секунду после Большого взрыва плотность материи/энергии вселенной должна была находиться в пределах миллионной от миллионой доли процента от критической плотности; если бы материя/энергия отклонилась от критической величины на любое, большее этого мизерного ограничения значение, стандартная модель Большого взрыва предсказала бы плотность материи/энергии сегодня, которая чрезвычайно отличалась бы от того, что мы наблюдаем. Тогда в соответствии со стандартной моделью Большого взрыва, ранняя вселенная была бы сильно похожа на скалолаза, покачивающегося вдоль экстремально узкого склона. Малейшее отклонение в условиях миллиарды лет назад должно было бы привести к сегодняшней вселенной, сильно отличающейся от показанных астрономами измерений. Это известно как проблема плоскостности.

Хотя мы охватили существенные идеи, важно понять смысл, в котором проблема плоскостности является проблемой. Проблема плоскостности ни в каком смысле не показывает, что стандартная модель Большого взрыва не верна. Стойкий последователь прореагирует на проблему плоскостности пожиманием плечами и лаконичной репликой: "Это просто так, как это было тогда давно", приняв тонко настроенную плотность материи/энергии ранней вселенной, – которую стандартная модель Большого взрыва требует, чтобы дать предсказания, которые находятся в одном и том же диапазоне, что и наблюдения, – как необъяснимую данность. Но этот ответ вызовет отвращение у большинства физиков. Физики чувствуют, что теория чрезвычайно неестественна, если ее успехи зависят от экстремально точной настройки свойств, для которого вы не имеете фундаментального объяснения. Без предложения причин, почему плотность материи/энергии ранней вселенной должна была бы быть так тонко настроена на приемлемую величину, многие физики нашли стандартную модель Большого взрыва слишком придуманной. Так что проблема плоскостности высвечивает экстремальную чувствительность стандартной модели Большого взрыва к условиям в удаленном прошлом, о которых мы знаем очень мало; это показывает, как теория для своей работоспособности должна предполагать, какой была вселенная.

Напротив, физики испытывают потребность в теориях, чьи предсказания нечувствительны к неизвестным величинам, вроде того, каковы были вещи в далеком прошлом. Такие теории кажутся крепкими и естественными, поскольку их предсказания не зависят чувствительно от деталей, которые тяжело или даже вообще невозможно определить напрямую. Этот вид теории обеспечивается инфляционной космологией, и предлагаемое ей решение проблемы плоскостности иллюстрирует, почему это так.

Существенное наблюдение заключается в том, что, в то время как притягивающая гравитация увеличивает любое отклонение от критической плотности материи/энергии, отталкивающая гравитация инфляционной теории действует противоположно: она уменьшает любое отклонение от критической плотности. Чтобы почувствовать, почему это так, самое простое использовать тесную связь между плотностью материи/энергии вселенной и ее кривизной из геометрических соображений. В особенности отметим, что даже если форма ранней вселенной была существенно искривленной, после инфляционного расширения часть пространства, достаточно большая для включения в себя наблюдаемой сегодня вселенной, выглядит очень близко к плоской. Это свойство геометрии, о котором мы все осведомлены: поверхность баскетбольного мяча, очевидно, искривлена, но потребовалось много времени и мыслителей с нахальством, прежде чем каждый согласился, что поверхность Земли также искривлена. Причина в том, что при прочих равных условиях чем большие размеры имеет что-то, тем более постепенно оно искривляется и тем более плоским кажется кусок заданного размера на его поверхности. Если вы накинете штат Небраска на сферу только в несколько сотен миль в диаметре, как на Рис 10.4а, он будет выглядеть искривленным, но на земной поверхности, с чем согласны все жители Небраски, он выглядит плоским. Если вы расположите Небраску на сферу в миллиард раз больше Земли, она будет выглядеть еще более плоской. В инфляционной космологии пространство растягивается на такой колоссальный фактор, что наблюдаемая вселенная, та часть, которую мы можем видеть, является всего лишь малым кусочком в гигантском космосе. Так что, подобно Небраске, расположенной на гигантской сфере, как на Рис 10.4d, даже если вся вселенная искривлена, наблюдаемая вселенная будет очень близка к плоской.[18]

(а) (b) (c) (d)

Рис 10.4 Форма фиксированного размера, такая как штат Небраска, кажется все более и более плоской, когда она располагается на все более и более больших сферах. В этой аналогии сфера представляет всю вселенную, тогда как Небраска представляет наблюдаемую вселенную – часть внутри нашего космического горизонта.

Это похоже на противоположно ориентированные магниты, вставленные в ботинки скалолаза, если они достаточно сильные, и толщину склона, который он пересекает. Даже если его шаг пытается несколько отклониться от рубежа, сильное притяжение между магнитами обеспечивает, что его ноги останутся прямо на склоне. Аналогично, даже если ранняя вселенная отклонилась на значительную величину от критической плотности материи/энергии и потому была далека от плоской, инфляционное расширение обеспечит, что часть пространства, к которому мы имеем доступ, будет приведена к плоской форме, а плотность материи/энергии, к которой мы имеем доступ, будет приведена к критической величине.

Прогресс и предсказания

Проникновение инфляционной космологии в проблемы горизонта и плоскостности представляет потрясающий прогресс. Для космологической эволюции, чтобы получить однородную вселенную, чья плотность материи/энергии хотя бы отдаленно приближалась к тому, что мы сегодня наблюдаем, стандартная модель Большого взрыва требует точнейшей, необъяснимой, почти сверхъестественной настройки первоначальных условий. Эта настройка может быть допустима как заслуживающая доверия с точки зрения адвокатов стандартной модели Большого взрыва, но отсутствие объяснения делает теорию искусственной.

Напротив, безотносительно к детальным свойствам плотности материи/энергии ранней вселенной, инфляционная космологическая эволюция предсказывает, что часть вселенной, которую мы можем видеть, должна быть очень близка к плоской; это значит, она предсказывает, что плотность материи/энергии, которую мы наблюдаем, должна быть очень близка к 100 процентам от критической плотности.

Нечувствительность к детальным свойствам ранней вселенной является замечательным качеством инфляционной теории, поскольку она позволяет давать определенные предсказания независимо от нашей неосведомленности об условиях далекого прошлого. Но мы теперь можем спросить: Как эти предсказания соотносятся с детальными и точными наблюдениями? Поддерживают ли данные опыта предсказание инфляционной космологии, что мы должны наблюдать плоскую вселенную, содержащую в себе критическую плотность материи/энергии?

Долгие годы ответ, казалось, должен быть: "Не совсем". Многочисленные астрономические исследования тщательно измеряли количество материи/энергии, которое должно быть видно в космосе, и ответ получался около 5 процентов от критической плотности. Это далеко от гигантских или ничтожных плотностей, к которым естественно приводит стандартная модель Большого взрыва – без искусственной тонкой настройки, – и является тем, что я упоминал раньше, когда я говорил, что наблюдения устанавливают плотность материи/энергии вселенной, не отличающуюся в тысячи и тысячи раз от критической плотности в большую или меньшую сторону. Даже так 5 процентов не достигают цели в 100 процентов, что предсказывает инфляция. Но физики давно осознали, что должна быть проявлена осторожность в оценке данных. Астрономические исследования, говоря о 5 процентах, принимают во внимание только материю и энергию, которая излучает свет, и потому может быть видна в телескопы астрономов. И за десятилетия, даже перед открытием инфляционной космологии, было очевидно установлено, что вселенная имеет массивную темную часть.

Предсказание темноты

Во время ранних 1930х Фриц Цвикки, профессор астрономии Калифорнийского Технологического Института (в высшей степени язвительный ученый, чье понимание симметрии привело его к названию своих коллег сферическими ублюдками, поскольку, как он объяснял, они были ублюдками, с какой бы стороны вы на них ни посмотрели[19]), осознал, что удаленные галактики в скоплении в созвездии Волосы Вероники (скопление Кома), коллекции тысяч галактик на расстоянии около 370 миллионов световых лет от Земли, двигаются слишком быстро, чтобы их видимая материя собрала достаточную гравитационную силу, чтобы удержать их привязанными к группе. Вместо этого, его анализ показал, что многие из наиболее быстро двигающихся галактик должны очевидно выбрасываться из группы, подобно каплям воды, отброшенным вращающимся велосипедным колесом. Однако этого нет. Цвикки выдвинул гипотезу, что там может быть дополнительная материя, пропитывающая скопление, которая не излучает света, но добавляет дополнительное гравитационное притяжение, необходимое, чтобы удерживать группу вместе. Его расчеты показали, что если объяснение правильное, значительно большая часть массы группы должна содержаться в этом несветящемся материале. К 1936 подтвержденное свидетельство было найдено Синклером Смитом из обсерватории Маунт Вилсон, который изучил скопление галактик в созвездии Девы (скопление Вирго) и пришел к аналогичному заключению. Но поскольку наблюдения обоих ученых, точно так же, как многих других последующих, имели различные неопределенности, многие остались не убежденными, что имеется массивная невидимая материя, чье гравитационное притяжение удерживает группы галактик вместе.

На протяжении следующих тридцати лет наблюдаемые подтверждения несветящейся материи продолжали нарастать, но реально вопрос был решен работой астронома Веры Рубин из Института Карнеги в Вашингтоне вместе с Кентом Фордом и другими. Рубин и ее коллеги изучили движения звезд внутри большого числа вращающихся галактик и пришли к заключению, что если то, что мы видим, является тем, что есть на самом деле, то многие звезды галактик должны регулярно выбрасываться наружу. Их наблюдения окончательно показали, что видимая материя галактик нигде не может оказывать достаточно сильное гравитационное притяжение, чтобы удержать наиболее быстрые звезды от освобождения. Однако, их детальный анализ также показал, что звезды будут оставаться гравитационно привязанными, если галактики, где они обитают, погружены в гигантский шар несветящейся материи (как показано на Рис.10.5), чья общая масса намного превосходит массу видимого галактического материала. Итак, как на представлении, где обозначается присутствие одетого в темное мима, даже если видны только его руки в белых перчатках, летающие туда и сюда по неосвещенной сцене, астрономы пришли к выводу, что вселенная должна быть заполнена темной материей – материей, которая не слипается в звезды и потому не излучает свет, и которая при этом оказывает гравитационное притяжение, не становясь видимой. Светящиеся составляющие вселенной – звезды – проявляются как плавающие маяки в гигантском океане темной материи.[20]

Но если темная материя должна существовать, чтобы произвести наблюдаемые движения звезд и галактик, как понять, что это такое? До настоящего времени никто не знает. Идентификация темной материи остается важнейшей и неясной тайной, хотя астрономы и физики предложили большое число возможных составляющих от различных экзотических частиц до космической ванны из миниатюрных черных дыр. Но даже без определения ее состава, через внимательный анализ ее гравитационных эффектов астрономы смогли определить с существенной точностью, как много темной материи распределено по всей вселенной. И ответ, который они нашли, оценивается в 25 процентов от критической плотности.[21] Так что вместе с 5 процентами, находящимися в видимой материи, темная материя приносит нам итог в 30 процентов от количества, предсказанного инфляционной космологией.

Рис 10.5 Галактика, погруженная в шар темной материи (которая искусственно подсвечена, чтобы сделать ее видимой на рисунке).

Ну, определенно, это прогресс, но в течение долгого времени ученые чесали свои затылки, удивляясь, как оценивать оставшиеся 70 процентов вселенной, которая, если инфляционная космология верна, вероятно, как говорят военные, находится в самовольной отлучке. И тогда в 1998 две группы астрономов пришли к одному и тому же шокирующему заключению, которое заставило нашу историю полностью замкнуть круг и еще раз проявило предвидение Альберта Эйнштейна.

Убегающая вселенная

Точно так же, как вы можете стремиться получить второе заключение специалиста для подтверждения медицинского диагноза, физики тоже стремятся получить вторые мнения, когда они приходят к данным или теориям, которые ведут к загадочным результатам. Из этих вторых заключений наиболее убедительными являются те, которые приходят к тем же заключениям с точки зрения, которая резко отличается от исходного анализа. Когда направления объяснений сходятся в одной точке из разных углов, это дает хороший шанс, что мы попали в научное яблочко. Тогда естественно, что с инфляционной космологией, которая строго поддерживает некоторые совсем причудливые вещи, – что 70 процентов массы/энергии вселенной еще должно быть измерено и идентифицировано, – физики стремились к независимому подтверждению. Давно было осознано, что таким трюком могли бы стать измерения параметра торможения.

Еще с момента после начального инфляционного раздувания обычная притягивающая гравитация замедляла расширение пространства. Темп, с которым происходит это замедление, называется параметром торможения. Точное измерение параметра могло бы обеспечить независимый взгляд на полное количество материи во вселенной: больше материи, дает ли она свет или нет, подразумевает большее гравитационное притяжение и потому более определенно ослабляет пространственное расширение.

Многие десятилетия астрономы пытались измерить торможение вселенной, но хотя это делается непосредственно в принципе, это сложная задача на практике. Когда мы наблюдаем удаленные массивные тела, вроде галактик или квазаров, мы видим их такими, какими они были в далеком прошлом: чем они дальше от нас, тем дальше назад во времени мы их наблюдаем. Так, если мы могли бы измерить, как быстро они удаляются от нас, мы получили бы измерение того, как быстро вселенная расширялась в удаленном прошлом. Более того, если мы могли бы провести такие измерения с астрономическими объектами, расположенными на разных расстояниях, мы смогли бы измерить темп расширения вселенной в разные моменты прошлого. Сравнивая эти темпы расширения, мы могли бы определить, как ослабляется расширение пространства во времени и отсюда определить параметр торможения.

Таким образом, для проведения этой стратегии для измерения параметра торможения требуются две вещи: способ измерения расстояния до данного астрономического объекта (так что мы знаем, как далеко назад во времени мы заглядываем) и способ определения скорости, с которой объект удаляется от нас (так что мы знаем темп пространственного расширения в этот момент прошлого). Последнюю составляющую получить проще. Точно так же, как вой сирены полицейского автомобиля падает к более низкому тону, когда он удаляется от вас, частота колебаний света, эмитированного астрономическим источником, также падает, когда объект удаляется. А поскольку свет испускается атомами вроде водорода, гелия или кислорода – атомами, которые входят в состав звезд, квазаров и галактик, – которые тщательно изучены при лабораторных условиях, точное определение скорости объекта может быть проделано через изучение того, как свет, который мы получаем, отличается от света, который мы видим в лаборатории.

Но первая составляющая, метод для точного определения, как далеко находится объект, причиняет астрономам головную боль. Чем дальше что-либо находится, тем более смутно вы его можете различить, но перевести это простое наблюдение в количественное измерение трудно. Чтобы установить дистанцию до объекта по его относительной яркости, вам нужно знать его внутреннюю яркость – насколько ярким бы он был прямо рядом с вами. А определить внутреннюю яркость объекта, удаленного на миллиарды световых лет, тяжело. Генеральная стратегия заключается в поиске видов массивных тел, которые по фундаментальным астрофизическим причинам всегда светят со стандартной заслуживающей доверия яркостью. Если пространство заполнено ярко светящимися 100-ваттными лампочками, хитрость бы удалась, поскольку мы могли бы легко определить расстояние до данной лампочки на основании того, насколько тусклой она выглядит (хотя это была бы сложная задача увидеть 100-ваттную лампочку на существенном удалении). Но, поскольку пространство так не оформлено, что могло бы сыграть роль лампочки стандартной яркости или, на астрономическом языке, что может сыграть роль стандартной свечи? В течение лет астрономы изучали различные возможности, но наиболее успешным кандидатом на сегодняшний день является особый класс взрывов сверхновых.

Когда звезды исчерпывают свое ядерное горючее, направленное наружу давление от ядерной реакции в ядре звезды уменьшается и звезда начинает схлопываться под своим собственнам весом. Ядро звезды рушится в себя, его температура быстро возрастает, что временами приводит к гигантскому взрыву, который сдувает внешние слои звезды в сверкающей демонстрации небесного фейерверка. Такой взрыв известен как сверхновая; на период в неделю отдельная взорвавшаяся звезда может сиять так же ярко, как миллиард солнц. Это в полном смысле слова поражает воображение: отдельная звезда сияет так же ярко, как вся галактика! Различные типы звезд – различных размеров, с разным относительным содержанием различных атомов и так далее – дают начало различным видам взрывов сверхновых, но много лет назад астрономы осознали, что определенные взрывы сверхновых всегда, оказывается, сияют с одинаковой внутренней яркостью. Это взрывы сверхновых типа 1а.

В типе сверхновых 1а белая карликовая звезда – звезда, которая исчерпала свои ресурсы ядерного топлива, но имеет недостаточную массу, чтобы зажечь взрыв сверхновой из себя самой, – всасывает поверхностный материал из находящейся рядом звезды-компаньона. Когда масса звезды-карлика достигает особой критической величины около 1,4 массы Солнца, она подвергается разгону ядерной реакции, что заставляет звезду стать сверхновой. Поскольку такие взрывы сверхновых происходят, когда карликовая звезда достигает одной и той же критической массы, характеристики взрыва, включая его полную внутреннюю яркость, почти совершенно одинаковы от эпизода к эпизоду. Более того, поскольку сверхновые, в отличие от 100-ваттных лампочек, фантастически мощны, они не только имеют стандартную надежную яркость, но вы также можете ясно видеть их через вселенную. Так что они первые кандидаты в стандартные свечи.[22]

В 1990е две группы астрономов, одна под руководством Саула Перлмуттера в Лоуренсовской Национальной Лаборатории в Беркли, а другая под руководством Брайана Шмидта в Австралийском Национальном Университете провели определение торможения, – а отсюда и полной массы/энергии – вселенной путем измерения скоростей удаления сверхновых типа 1а. Идентификация того, что сверхновая принадлежит к типу 1а, является явной и непосредственной, поскольку свет, генерируемый ее взрывом, следует характерной картине пирамидального роста, а затем пологого падения интенсивности. Но на самом деле поймать тип 1а сверхновой на месте преступления является не малым подвигом, поскольку они происходят только раз в несколько сотен лет в типичной галактике. Тем не менее благодаря инновационной технологии одновременного наблюдения тысяч галактик через широкополосные телескопы, команды смогди найти около четырех дюжин сверхновых типа 1а на раздичных расстояниях от Земли. После старательного определения расстояния и скоростей удаления каждой обе группы пришли к совершенно неожиданому заключению: всегда с момента, когда вселенной было около 7 миллиардов лет, темп ее расширения не тормозился. Вместо этого темп расширения возрастал.

Из за большого объема этот материал размещен на нескольких страницах: 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42