Всего лишь сто лет назад ученые обнаружили, что наше Мироздание стремительно увеличивается в размерах.
Еще сто лет назад представления о Вселенной базировались на ньютоновской механике и евклидовой геометрии. Даже немногие ученые, такие как Лобачевский и Гаусс, допускавшие (только как гипотезу!) физическую реальность неевклидовой геометрии, считали космическое пространство вечным и неизменным
В 1870 году английский математик Уильям Клиффорд пришел к очень глубокой мысли, что пространство может быть искривлено, причем неодинаково в разных точках, и что со временем его кривизна может изменяться. Он даже допускал, что такие изменения как-то связаны с движением материи. Обе эти идеи спустя много лет легли в основу общей теории относительности. Сам Клиффорд до этого не дожил — он умер от туберкулеза в возрасте 34 лет за 11 дней до рождения Альберта Эйнштейна.
Красное смещение
Первые сведения о расширении Вселенной предоставила астроспектрография. В 1886 году английский астроном Уильям Хаггинс заметил, что длины волн звездного света несколько сдвинуты по сравнению с земными спектрами тех же элементов. Исходя из формулы оптической версии эффекта Допплера, выведенной в 1848 году французским физиком Арманом Физо, можно вычислить величину радиальной скорости звезды. Подобные наблюдения позволяют отследить движение космического объекта.
Еще сто лет назад представления о Вселенной базировались на ньютоновской механике и евклидовой геометрии. Даже немногие ученые, такие как Лобачевский и Гаусс, допускавшие (только как гипотезу!) физическую реальность неевклидовой геометрии, считали космическое пространство вечным и неизменным. Из-за расширения Вселенной судить о расстоянии до далеких галактик непросто. Свет, дошедший через 13 млрд лет от галактики A1689-zD1 в 3,35 млрд световых лет от нас (А), «краснеет» и ослабевает по мере преодоления расширяющегося пространства, а сама галактика удаляется (B). Он будет нести информацию о дистанции в красном смещении (13 млрд св. лет), в угловом размере (3,5 млрд св. лет), в интенсивности (263 млрд св. лет), тогда как реальное расстояние составляет 30 млрд св. лет.
Четверть века спустя эту возможность по‑новому использовал сотрудник обсерватории во Флагстаффе в штате Аризона Весто Слайфер, который с 1912 года изучал спектры спиральных туманностей на 24-дюймовом телескопе с хорошим спектрографом. Для получения качественного снимка одну и ту же фотопластинку экспонировали по нескольку ночей, поэтому проект двигался медленно. С сентября по декабрь 1913 года Слайфер занимался туманностью Андромеды и с помощью формулы Допплера-Физо пришел к выводу, что она ежесекундно приближается к Земле на 300 км.
В 1917 году он опубликовал данные о радиальных скоростях 25 туманностей, которые показывали значительную асимметрию их направлений. Только четыре туманности приближались к Солнцу, остальные убегали (и некоторые очень быстро).
Слайфер не стремился к славе и не пропагандировал свои результаты. Поэтому они стали известны в астрономических кругах, лишь когда на них обратил внимание знаменитый британский астрофизик Артур Эддингтон.
В 1924 году он опубликовал монографию по теории относительности, куда включил перечень найденных Слайфером радиальных скоростей 41 туманности. Там присутствовала все та же четверка туманностей с голубым смещением, в то время как у остальных 37 спектральные линии были сдвинуты в красную сторону. Их радиальные скорости варьировали в пределах 150 — 1800 км/с и в среднем в 25 раз превышали известные к тому времени скорости звезд Млечного Пути. Это наводило на мысль, что туманности участвуют в иных движениях, нежели «классические» светила.
Космические острова
В начале 1920-х годов большинство астрономов полагало, что спиральные туманности расположены на периферии Млечного Пути, а за его пределами уже нет ничего, кроме пустого темного пространства. Правда, еще в XVIII веке некоторые ученые видели в туманностях гигантские звездные скопления (Иммануил Кант назвал их островными вселенными). Однако эта гипотеза не пользовалась популярностью, поскольку достоверно определить расстояния до туманностей никак не получалось.
Эту задачу решил Эдвин Хаббл, работавший на 100-дюймовом телескопе-рефлекторе калифорнийской обсерватории Маунт-Вилсон. В 1923—1924 годах он обнаружил, что туманность Андромеды состоит из множества светящихся объектов, среди которых есть переменные звезды семейства цефеид. Тогда уже было известно, что период изменения их видимого блеска связан с абсолютной светимостью, и поэтому цефеиды пригодны для калибровки космических дистанций. С их помощью Хаббл оценил расстояние до Андромеды в 285 000 парсек (по современным данным, оно составляет 800 000 парсек). Диаметр Млечного Пути тогда полагали приблизительно равным 100 000 парсек (в действительности он втрое меньше). Отсюда следовало, что Андромеду и Млечный Путь необходимо считать независимыми звездными скоплениями. Вскоре Хаббл идентифицировал еще две самостоятельные галактики, чем окончательно подтвердил гипотезу «островных вселенных».
Справедливости ради стоит отметить, что за два года до Хаббла расстояние до Андромеды вычислил эстонский астроном Эрнст Опик, чей результат — 450000 парсек — был ближе к правильному. Однако он использовал ряд теоретических соображений, которые не были так же убедительны, как прямые наблюдения Хаббла.
К 1926 году Хаббл провел статистический анализ наблюдений четырех сотен «внегалактических туманностей» (этим термином он пользовался еще долго, избегая называть их галактиками) и предложил формулу, позволяющую связать расстояние до туманности с ее видимой яркостью. Несмотря на огромные погрешности этого метода, новые данные подтверждали, что туманности распределены в пространстве более или менее равномерно и находятся далеко за границами Млечного Пути. Теперь уже не приходилось сомневаться, что космос не замыкается на нашей Галактике и ее ближайших соседях.
Модельеры космоса
Эддингтон заинтересовался результатами Слайфера еще до окончательного выяснения природы спиральных туманностей. К этому времени уже существовала космологическая модель, в определенном смысле предсказывавшая эффект, выявленный Слайфером. Эддингтон много размышлял о ней и, естественно, не упустил случая придать наблюдениям аризонского астронома космологическое звучание.
Современная теоретическая космология началась в 1917 году двумя революционными статьями, представившими модели Вселенной, построенные на основе общей теории относительности. Одну из них написал сам Эйнштейн, другую — голландский астроном Виллем де Ситтер.
Законы Хаббла
Эдвин Хаббл эмпирически выявил примерную пропорциональность красных смещений и галактических дистанций, которую он с помощью формулы Допплера-Физо превратил в пропорциональность между скоростями и расстояниями. Так что мы имеем здесь дело с двумя различными закономерностями.
Хаббл не знал, как они связаны друг с другом, но что об этом говорит сегодняшняя наука?
Как показал еще Леметр, линейная корреляция между космологическими (вызванными расширением Вселенной) красными смещениями и дистанциями отнюдь не абсолютна. На практике она хорошо соблюдается лишь для смещений, меньших 0,1. Так что эмпирический закон Хаббла не точный, а приближенный, да и формула Допплера-Физо справедлива только для небольших смещений спектра.
А вот теоретический закон, связывающий радиальную скорость далеких объектов с расстоянием до них (с коэффициентом пропорциональности в виде параметра Хаббла V=Hd), справедлив для любых красных смещений. Однако фигурирующая в нем скорость V — вовсе не скорость физических сигналов или реальных тел в физическом пространстве. Это скорость возрастания дистанций между галактиками и галактическими скоплениями, которое обусловлено расширением Вселенной. Мы бы смогли ее измерить только в том случае, если были бы в состоянии останавливать расширение Вселенной, мгновенно протягивать мерные ленты между галактиками, считывать расстояния между ними и делить их на промежутки времени между измерениями. Естественно, что законы физики этого не позволяют. Поэтому космологи предпочитают использовать параметр Хаббла H в другой формуле, где фигурирует масштабный фактор Вселенной, который как раз и описывает степень ее расширения в различные космические эпохи (поскольку этот параметр изменяется со временем, его современное значение обозначают H0). Вселенная сейчас расширяется с ускорением, так что величина хаббловского параметра возрастает.
Измеряя космологические красные смещения, мы получаем информацию о степени расширения пространства. Свет галактики, пришедший к нам с космологическим красным смещением z, покинул ее, когда все космологические дистанции были в 1+z раз меньшими, нежели в нашу эпоху. Получить об этой галактике дополнительные сведения, такие как ее нынешняя дистанция или скорость удаления от Млечного Пути, можно лишь с помощью конкретной космологической модели. Например, в модели Эйнштейна — де Ситтера галактика с z = 5 отдаляется от нас со скоростью, равной 1,1 с (скорости света). А вот если сделать распространенную ошибку и просто уравнять V/c и z, то эта скорость окажется впятеро больше световой. Расхождение, как видим, нешуточное.
Зависимость скорости далеких объектов от красного смещения согласно СТО, ОТО (зависит от модели и времени, кривая показывает настоящее время и текущую модель). При малых смещениях зависимость линейная.
Эйнштейн в духе времени считал, что Вселенная как целое статична (он пытался сделать ее еще и бесконечной в пространстве, но не смог найти корректные граничные условия для своих уравнений). В итоге он построил модель замкнутой Вселенной, пространство которой обладает постоянной положительной кривизной (и поэтому она имеет постоянный конечный радиус). Время в этой Вселенной, напротив, течет по‑ньютоновски, в одном направлении и с одинаковой скоростью. Пространство-время этой модели искривлено за счет пространственной компоненты, в то время как временная никак не деформирована. Статичность этого мира обеспечивает специальный «вкладыш» в основное уравнение, препятствующий гравитационному схлопыванию и тем самым действующий как вездесущее антигравитационное поле. Его интенсивность пропорциональна особой константе, которую Эйнштейн назвал универсальной (сейчас ее называют космологической постоянной).
Космологическая модель Леметра, описывающая расширение Вселенной, намного опередила свое время. Вселенная Леметра начинается с Большого взрыва, после которого расширение сначала замедляется, а затем начинает ускоряться.
Эйнштейновская модель позволила вычислить размер Вселенной, общее количество материи и даже значение космологической постоянной. Для этого нужна лишь средняя плотность космического вещества, которую, в принципе, можно определить из наблюдений. Не случайно этой моделью восхищался Эддингтон и использовал на практике Хаббл. Однако ее губит неустойчивость, которую Эйнштейн просто не заметил: при малейшем отклонении радиуса от равновесного значения эйнштейновский мир либо расширяется, либо претерпевает гравитационный коллапс. Поэтому к реальной Вселенной такая модель отношения не имеет.
Пустой мир
Де Ситтер тоже построил, как он сам считал, статичный мир постоянной кривизны, но не положительной, а отрицательной. В нем присутствует эйнштейновская космологическая константа, но зато полностью отсутствует материя. При введении пробных частиц сколь угодно малой массы они разбегаются и уходят в бесконечность. Кроме того, время на периферии вселенной де Ситтера течет медленней, нежели в ее центре. Из-за этого с больших расстояний световые волны приходят с красным смещением, даже если их источник неподвижен относительно наблюдателя. Поэтому в 1920-е годы Эддингтон и другие астрономы задались вопросом: не имеет ли модель де Ситтера чего-нибудь общего с реальностью, отраженной в наблюдениях Слайфера?
Эти подозрения подтвердились, хоть и в ином плане. Статичность вселенной де Ситтера оказалась мнимой, поскольку была связана с неудачным выбором координатной системы. После исправления этой ошибки пространство де Ситтера оказалось плоским, евклидовым, но нестатичным. Благодаря антигравитационной космологической константе оно расширяется, сохраняя при этом нулевую кривизну. Из-за этого расширения длины волн фотонов возрастают, что и влечет за собой предсказанный де Ситтером сдвиг спектральных линий. Стоит отметить, что именно так сегодня объясняют космологическое красное смещение далеких галактик.
От статистики к динамике
История открыто нестатичных космологических теорий начинается с двух работ советского физика Александра Фридмана, опубликованных в немецком журнале Zeitschrift fur Physik в 1922 и 1924 годах. Фридман просчитал модели вселенных с переменной во времени положительной и отрицательной кривизной, которые стали золотым фондом теоретической космологии. Однако современники эти работы почти не заметили (Эйнштейн сначала даже счел первую статью Фридмана математически ошибочной). Сам Фридман полагал, что астрономия еще не обладает арсеналом наблюдений, позволяющим решить, какая из космологических моделей более соответствует реальности, и потому ограничился чистой математикой. Возможно, он действовал бы иначе, если бы ознакомился с результатами Слайфера, однако этого не случилось.
По-другому мыслил крупнейший космолог первой половины XX века Жорж Леметр. На родине, в Бельгии, он защитил диссертацию по математике, а затем в середине 1920-х изучал астрономию — в Кембридже под руководством Эддингтона и в Гарвардcкой обсерватории у Харлоу Шепли (во время пребывания в США, где он подготовил вторую диссертацию в МIT, он познакомился со Слайфером и Хабблом). Еще в 1925 году Леметру впервые удалось показать, что статичность модели де Ситтера мнимая. По возвращении на родину в качестве профессора Лувенского университета Леметр построил первую модель расширяющейся вселенной, обладающую четким астрономическим обоснованием. Без преувеличения, эта работа стала революционным прорывом в науке о космосе.
Вселенская революция
В своей модели Леметр сохранил космологическую константу с эйнштейновским численным значением. Поэтому его вселенная начинается статичным состоянием, но со временем из-за флуктуаций вступает на путь постоянного расширения с возрастающей скоростью. На этой стадии она сохраняет положительную кривизну, которая уменьшается по мере роста радиуса. Леметр включил в состав своей вселенной не только вещество, но и электромагнитное излучение. Этого не сделали ни Эйнштейн, ни де Ситтер, чьи работы были Леметру известны, ни Фридман, о котором он тогда ничего не знал.
Сопутствующие координаты
В космологических вычислениях удобно пользоваться сопутствующими координатными системами, которые расширяются в унисон с расширением Вселенной. В идеализированной модели, где галактики и галактические кластеры не участвуют ни в каких собственных движениях, их сопутствующие координаты не меняются. А вот дистанция между двумя объектами в данный момент времени равна их постоянной дистанции в сопутствующих координатах, умноженной на величину масштабного фактора для этого момента. Такую ситуацию легко проиллюстрировать на надувном глобусе: широта и долгота каждой точки не меняются, а расстояние между любой парой точек увеличивается с ростом радиуса.
Использование сопутствующих координат помогает осознать глубокие различия между космологией расширяющейся Вселенной, специальной теорией относительности и ньютоновской физикой. Так, в ньютоновской механике все движения относительны, и абсолютная неподвижность не имеет физического смысла. Напротив, в космологии неподвижность в сопутствующих координатах абсолютна и в принципе может быть подтверждена наблюдениями. Специальная теория относительности описывает процессы в пространстве-времени, из которого можно с помощью преобразований Лоренца бесконечным числом способов вычленять пространственные и временные компоненты. Космологическое пространство-время, напротив, естественно распадается на искривленное расширяющееся пространство и единое космическое время. При этом скорость разбегания далеких галактик может многократно превышать скорость света.
Леметр еще в США предположил, что красные смещения далеких галактик возникают из-за расширения пространства, которое «растягивает» световые волны. Теперь же он доказал это математически. Он также продемонстрировал, что небольшие (много меньшие единицы) красные смещения пропорциональны расстояниям до источника света, причем коэффициент пропорциональности зависит только от времени и несет информацию о текущем темпе расширения Вселенной. Поскольку из формулы Допплера-Физо следовало, что радиальная скорость галактики пропорциональна красному смещению, Леметр пришел к выводу, что эта скорость также пропорциональна ее удаленности. Проанализировав скорости и дистанции 42 галактик из списка Хаббла и приняв во внимание внутригалактическую скорость Солнца, он установил значения коэффициентов пропорциональности.
Незамеченная работа
Свою работу Леметр опубликовал в 1927 году на французском языке в малочитаемом журнале «Анналы Брюссельского научного общества». Считают, что это послужило основной причиной, из-за которой она поначалу осталась практически незамеченной (даже его учителем Эддингтоном). Правда, осенью того же года Леметр смог обсудить свои выводы с Эйнштейном и узнал от него о результатах Фридмана. У создателя ОТО не было технических возражений, однако он решительно не поверил в физическую реальность леметровской модели (подобно тому, как раньше не принял фридмановские выводы).
Графики Хаббла
Между тем в конце 1920-х годов Хаббл и Хьюмасон выявили линейную корреляцию между расстояниями до 24 галактик и их радиальными скоростями, вычисленными (в основном еще Слайфером) по красным смещениям. Хаббл сделал из этого вывод о прямой пропорциональности радиальной скорости галактики расстоянию до нее. Коэффициент этой пропорциональности сейчас обозначают H0 и называют параметром Хаббла (по последним данным, он немного превышает 70 (км/с)/мегапарсек).
Статья Хаббла с графиком линейной зависимости между галактическими скоростями и дистанциями была опубликована в начале 1929 года. Годом ранее молодой американский математик Хауард Робертсон вслед за Леметром вывел эту зависимость из модели расширяющейся Вселенной, о чем Хаббл, возможно, знал. Однако в его знаменитой статье эта модель ни прямо, ни косвенно не упоминалась. Позднее Хаббл высказывал сомнения, что фигурирующие в его формуле скорости реально описывают движения галактик в космическом пространстве, однако всегда воздерживался от их конкретной интерпретации. Смысл своего открытия он видел в демонстрации пропорциональности галактических расстояний и красных смещений, остальное предоставлял теоретикам. Поэтому при всем уважении к Хабблу считать его первооткрывателем расширения Вселенной нет никаких оснований.
И все-таки она расширяется!
Тем не менее Хаббл подготовил почву для признания расширения Вселенной и модели Леметра. Уже в 1930 году ей воздали должное такие мэтры космологии, как Эддингтон и де Ситтер; немногим позже ученые заметили и по достоинству оценили работы Фридмана. В 1931 году с подачи Эддингтона Леметр перевел на английский свою статью (с небольшими купюрами) для «Ежемесячных известий Королевского астрономического общества». В этом же году Эйнштейн согласился с выводами Леметра, а годом позже совместно с де Ситтером построил модель расширяющейся Вселенной с плоским пространством и искривленным временем. Эта модель из-за своей простоты долгое время была очень популярна среди космологов.
В том же 1931 году Леметр опубликовал краткое (и без всякой математики) описание еще одной модели Вселенной, объединявшей в себе космологию и квантовую механику. В этой модели начальным моментом выступает взрыв первичного атома (Леметр также называл его квантом), породивший и пространство, и время. Поскольку тяготение тормозит расширение новорожденной Вселенной, его скорость уменьшается — не исключено, что почти до нуля. Позднее Леметр ввел в свою модель космологическую постоянную, заставившую Вселенную со временем перейти в устойчивый режим ускоряющегося расширения. Так что он предвосхитил и идею Большого взрыва, и современные космологические модели, учитывающие присутствие темной энергии. А в 1933 году он отождествил космологическую постоянную с плотностью энергии вакуума, о чем до того никто еще не додумался. Просто удивительно, насколько этот ученый, безусловно достойный титула первооткрывателя расширения Вселенной, опередил свое время!
Мироздание не статично. Это подтвердили исследования астронома Эдвина Хаббла еще в 1929 году, то есть почти 90 лет назад. На эту мысль его навели наблюдения за движением галактик. Еще одним открытием астрофизиков в завершение двадцатого века стало вычисление расширения Вселенной с ускорением.
Как называют расширение Вселенной
Некоторые удивляются, услышав, как ученые называют расширение Вселенной. Это наименование у большинства связано с экономикой, причем с негативными ожиданиями.
Инфляция - это процесс расширения Вселенной сразу после её появления, причем с резким ускорением. В переводе с английского «инфляция» - «накачивать», «раздувать».
Новые сомнения о существовании темной энергии как фактора теории инфляции Вселенной используют противники теории расширения.
Тогда ученые предложили карту черных дыр. Первоначальные данные отличаются от тех, что были получены на позднем этапе:
- Шестьдесят тысяч черных дыр с расстоянием между самыми дальними больше одиннадцати миллионов световых лет - данные четырехлетней давности.
- Сто восемьдесят тысяч галактик с черными дырами с удалением в тринадцать миллионов световых лет. Данные, полученные учеными, в том числе российскими ядерными физиками, в начале 2017 года.
Эти сведения, говорят астрофизики, не противоречат классической модели Вселенной.
Скорость расширения Вселенной - задача для космологов
Скорость расширения действительно является задачей для космологов и астрономов. Правда, о том, что скорость расширения Вселенной не имеет постоянного параметра, космологи больше не спорят, расхождения перешли в другую плоскость - когда расширение начало ускоряться. Данные о кочевании в спектре очень далеких сверхновых галактик первого типа доказывают, что расширение - это не внезапно наступивший процесс.
Ученые считают, что первые пять миллиардов лет Вселенная сужалась.
Первые последствия Большого Взрыва сначала спровоцировали мощное расширение, а потом началось сжатие. Но темная энергия все-таки повлияла на рост мироздания. Причем с ускорением.
Американские ученые приступили к созданию карты размеров Вселенной для разных эпох, чтобы выяснить, когда началось ускорение. Наблюдая взрывы сверхновых, а также направление концентрации в древних галактиках, космологи заметили особенности ускорения.
Почему Вселенная «разгоняется»
Изначально подразумевалось, что в составленной карте значения ускорения не были линейны, а превратились в синусоиду. Ее назвали «волной Вселенной».
Волна Вселенной говорит о том, что ускорение не шло с постоянной скоростью: оно то замедлялось, то ускорялось. Причем несколько раз. Ученые считают, что было семь таких процессов за 13,81 миллиарда лет после Большого Взрыва.
Однако космологи пока не могут ответить на вопрос о том, от чего зависит ускорение-замедление. Предположения сводятся к мысли, что энергетическое поле, от которого берет начало темная энергия, подчинено волне Вселенной. И, переходя от одного положения к другому, Вселенная то расширяет ускорение, то замедляет его.
Несмотря на убедительность доводов, они все-таки остаются пока теорией. Астрофизики надеются, что информация орбитального телескопа «Планк» подтвердит существование волны Вселенной.
Когда нашли темную энергию
Впервые о ней заговорили в девяностые из-за взрывов сверхновых. Природа темной энергии неизвестна. Хотя еще Альберт Эйнштейн выделил космическую постоянную в своей теории относительности.
В 1916 году, сто лет назад, Вселенная еще считалась неизменной. Но сила притяжения вмешалась: космические массы неизменно бы ударились друг от друга, если бы Вселенная была недвижима. Эйнштейн объявляет гравитацию за счет космической силы отталкивания.
Жорж Леметр обоснует это через физику. Вакуум содержит энергию. Из-за её колебаний, приводящих к появлению частиц и дальнейшего их разрушения, энергия приобретает силу отталкивания.
Когда Хаббл доказал расширение Вселенной, Эйнштейн назвал чушью.
Влияние темной энергии
Мироздание раздвигается с постоянной скоростью. В 1998 году миру представили данные анализа вспышек сверхновых первого типа. Было доказано, что Вселенная разрастается все быстрее.
Происходит это из-за непознанного вещества, её прозвали «темной энергией». Выяснится, что она занимает почти 70 % пространства Вселенной. Суть, свойства и природа темной энергии не изучены, но её ученые пытаются выяснить, имелась ли она в других галактиках.
В 2016 году вычислили точную скорость расширения на ближайшее будущее, но появилось несовпадение: Вселенная расширяется с большей скоростью, чем ранее предположили астрофизики. В среде ученых разгорелись споры о существовании темной энергии и её влиянии на скорость расширения пределов мироздания.
Расширение Вселенной происходит без темной энергии
Теорию независимости процесса расширения Вселенной от темной энергии выдвинули ученые в начале 2017 года. Расширение они объясняют изменением структуры Вселенной.
Ученые из Будапештского и Гавайского университетов пришли к выводу, что несовпадение расчетов и реальной скорости расширения связаны с изменением свойств пространства. Никто не учитывал, что происходит с моделью Вселенной при расширении.
Усомнившись в существовании темной энергии, ученые объясняют: самые большие концентраты материи Вселенной влияют на её расширение. При этом остальное содержание распределяется равномерно. Однако факт остается неучтенным.
Для демонстрации обоснованности своих предположений ученые предложили модель мини-Вселенной. Они представили её в форме набора пузырьков и начали просчет параметров роста каждого пузырька с собственной скоростью, зависящей от его массы.
Такое моделирование Вселенной показало ученым, что она может изменяться без учета энергии. А если «примешать» темную энергию, то модель не изменится, считают ученые.
В общем-то, споры все еще продолжаются. Сторонники темной энергии говорят, что она влияет на расширение границ Вселенной, противники стоят на своем, утверждая, что значение имеет концентрация материи.
Скорость расширения Вселенной сейчас
Ученые убеждены, что расти Вселенная начала после Большого Взрыва. Тогда, почти четырнадцать миллиардов лет назад, оказалось, что скорость расширения Вселенной больше скорости света. И она продолжает расти.
В книге Стивена Хокинга и Леонарда Млодинова «Кратчайшая история времени» отмечается, что скорость расширения границ Вселенной не может превышать 10 % за миллиард лет.
Чтобы определить, какова скорость расширения Вселенной, летом 2016 года лауреат Нобелевской премии Адам Рисс рассчитал расстояние до пульсирующих цефеид в близких друг к другу галактиках. Эти данные позволили вычислить скорость. Выяснилось, что галактики на расстоянии не меньше трех миллионов световых лет могут отдаляться со скоростью почти 73 км/с.
Результат был удивителен: орбитальные телескопы, тот же «Планк», говорили о 69 км/с. Почему зафиксирована такая разница, ученые не в силах дать ответ: им ничего не известно о происхождении темной материи, на которую опирается теория расширения Вселенной.
Темная радиация
Еще один фактор «разгона» Вселенной обнаружили астрономы с помощью «Хаббла». Темное излучение, как предполагают, появилось в самом начале образования Вселенной. Тогда больше в ней было энергии, а не материи.
Темное излучение «помогло» темной энергии расширить границы Вселенной. Расхождения в определении скорости ускорения были из-за неизвестности этого излучения, считают ученые.
Дальнейшая работа «Хаббла» должна сделать наблюдения более точными.
Таинственная энергия может уничтожить Вселенную
Такой сценарий ученые рассматривают уже несколько десятилетий, данные космической обсерватории «Планк» говорят, что это далеко не только предположения. Их опубликовали в 2013 году.
«Планк» замерил «эхо» Большого взрыва, появившееся в возрасте Вселенной около 380 тысяч лет, температура составила 2 700 градусов. Причем температура менялась. «Планк» определил и «состав» Вселенной:
- почти 5 % - звезды, космическая пыль, космический газ, галактики;
- почти 27 % - масса темной материи;
- около 70 % - темная энергия.
Физик Роберт Колдуэл предположил, что темная энергия обладает силой, способной нарастать. И эта энергия разъединит пространство-время. Галактика будет отдаляться в ближайшие двадцать-пятьдесят миллиардов лет, считает ученый. Этот процесс будет происходить при нарастающем расширении границ Вселенной. Это оторвет Млечный Путь от звезды, и он тоже распадется.
Космосу отмерили около шестидесяти миллионов лет. Солнце станет карликовой гаснущей звездой, и от нее отделятся планеты. После взорвется Земля. В следующие тридцать минут пространство разорвет атомы. Финалом станет разрушение структуры пространство-время.
Куда «улетает» Млечный Путь
Иерусалимские астрономы убеждены, что Млечный Путь набрал максимальную скорость, которая выше скорости расширения Вселенной. Ученые объясняют это стремлением Млечного Пути к «Великому Аттрактору», считающемуся самым крупным Так Млечный Путь уходит из космической пустыни.
Ученые используют разные методики измерения скорости расширения Вселенной, поэтому нет единого результата этого параметра.
Всего лишь сто лет назад ученые обнаружили, что наше Мироздание стремительно увеличивается в размерах.
В 1870 году английский математик Уильям Клиффорд пришел к очень глубокой мысли, что пространство может быть искривлено, причем неодинаково в разных точках, и что со временем его кривизна может изменяться. Он даже допускал, что такие изменения как-то связаны с движением материи. Обе эти идеи спустя много лет легли в основу общей теории относительности. Сам Клиффорд до этого не дожил - он умер от туберкулеза в возрасте 34 лет за 11 дней до рождения Альберта Эйнштейна.
Красное смещение
Первые сведения о расширении Вселенной предоставила астроспектрография. В 1886 году английский астроном Уильям Хаггинс заметил, что длины волн звездного света несколько сдвинуты по сравнению с земными спектрами тех же элементов. Исходя из формулы оптической версии эффекта Допплера, выведенной в 1848 году французским физиком Арманом Физо, можно вычислить величину радиальной скорости звезды. Подобные наблюдения позволяют отследить движение космического объекта.
Четверть века спустя эту возможность по-новому использовал сотрудник обсерватории во Флагстаффе в штате Аризона Весто Слайфер, который с 1912 года изучал спектры спиральных туманностей на 24-дюймовом телескопе с хорошим спектрографом. Для получения качественного снимка одну и ту же фотопластинку экспонировали по нескольку ночей, поэтому проект двигался медленно. С сентября по декабрь 1913 года Слайфер занимался туманностью Андромеды и с помощью формулы Допплера–Физо пришел к выводу, что она ежесекундно приближается к Земле на 300 км.
В 1917 году он опубликовал данные о радиальных скоростях 25 туманностей, которые показывали значительную асимметрию их направлений. Только четыре туманности приближались к Солнцу, остальные убегали (и некоторые очень быстро).
Слайфер не стремился к славе и не пропагандировал свои результаты. Поэтому они стали известны в астрономических кругах, лишь когда на них обратил внимание знаменитый британский астрофизик Артур Эддингтон.
В 1924 году он опубликовал монографию по теории относительности, куда включил перечень найденных Слайфером радиальных скоростей 41 туманности. Там присутствовала все та же четверка туманностей с голубым смещением, в то время как у остальных 37 спектральные линии были сдвинуты в красную сторону. Их радиальные скорости варьировали в пределах 150–1800 км/с и в среднем в 25 раз превышали известные к тому времени скорости звезд Млечного Пути. Это наводило на мысль, что туманности участвуют в иных движениях, нежели «классические» светила.
Космические острова
В начале 1920-х годов большинство астрономов полагало, что спиральные туманности расположены на периферии Млечного Пути, а за его пределами уже нет ничего, кроме пустого темного пространства. Правда, еще в XVIII веке некоторые ученые видели в туманностях гигантские звездные скопления (Иммануил Кант назвал их островными вселенными). Однако эта гипотеза не пользовалась популярностью, поскольку достоверно определить расстояния до туманностей никак не получалось.
Эту задачу решил Эдвин Хаббл, работавший на 100-дюймовом телескопе-рефлекторе калифорнийской обсерватории Маунт-Вилсон. В 1923–1924 годах он обнаружил, что туманность Андромеды состоит из множества светящихся объектов, среди которых есть переменные звезды семейства цефеид. Тогда уже было известно, что период изменения их видимого блеска связан с абсолютной светимостью, и поэтому цефеиды пригодны для калибровки космических дистанций. С их помощью Хаббл оценил расстояние до Андромеды в 285 000 парсек (по современным данным, оно составляет 800 000 парсек). Диаметр Млечного Пути тогда полагали приблизительно равным 100 000 парсек (в действительности он втрое меньше). Отсюда следовало, что Андромеду и Млечный Путь необходимо считать независимыми звездными скоплениями. Вскоре Хаббл идентифицировал еще две самостоятельные галактики, чем окончательно подтвердил гипотезу «островных вселенных».
Законы Хаббла
Эдвин Хаббл эмпирически выявил примерную пропорциональность красных смещений и галактических дистанций, которую он с помощью формулы Допплера–Физо превратил в пропорциональность между скоростями и расстояниями. Так что мы имеем здесь дело с двумя различными закономерностями.
Хаббл не знал, как эти закономерности связаны друг с другом, но что об этом говорит сегодняшняя наука?
Как показал еще Леметр, линейная корреляция между космологическими (вызванными расширением Вселенной) красными смещениями и дистанциями отнюдь не абсолютна. На практике она хорошо соблюдается лишь для смещений, меньших 0,1. Так что эмпирический закон Хаббла не точный, а приближенный, да и формула Допплера–Физо справедлива только для небольших смещений спектра.
А вот теоретический закон, связывающий радиальную скорость далеких объектов с расстоянием до них (с коэффициентом пропорциональности в виде параметра Хаббла V = Hd ), справедлив для любых красных смещений. Однако фигурирующая в нем скорость V - вовсе не скорость физических сигналов или реальных тел в физическом пространстве. Это скорость возрастания дистанций между галактиками и галактическими скоплениями, которое обусловлено расширением Вселенной. Мы бы смогли ее измерить, только если были бы в состоянии останавливать расширение Вселенной, мгновенно протягивать мерные ленты между галактиками, считывать расстояния между ними и делить их на промежутки времени между измерениями. Естественно, законы физики этого не позволяют. Поэтому космологи предпочитают использовать параметр Хаббла H в другой формуле, где фигурирует масштабный фактор Вселенной, который как раз и описывает степень ее расширения в различные космические эпохи (поскольку этот параметр изменяется со временем, его современное значение обозначают H 0). Вселенная сейчас расширяется с ускорением, так что величина хаббловского параметра возрастает.
Измеряя космологические красные смещения, мы получаем информацию о степени расширения пространства. Свет галактики, пришедший к нам с космологическим красным смещением z , покинул ее, когда все космологические дистанции были в 1 + z раз меньшими, нежели в нашу эпоху. Получить об этой галактике дополнительные сведения, такие как ее нынешняя дистанция или скорость удаления от Млечного Пути, можно лишь с помощью конкретной космологической модели. Например, в модели Эйнштейна-де Ситтера галактика с z = 5 отдаляется от нас со скоростью, равной 1,1 с (скорости света). А если сделать распространенную ошибку и просто уравнять V /c и z , то эта скорость окажется впятеро больше световой. Расхождение, как видим, нешуточное.
Справедливости ради стоит отметить, что за два года до Хаббла расстояние до Андромеды вычислил эстонский астроном Эрнст Опик, чей результат - 450 000 парсек - был ближе к правильному. Однако он использовал ряд теоретических соображений, которые не были так же убедительны, как прямые наблюдения Хаббла.
К 1926 году Хаббл провел статистический анализ наблюдений четырех сотен «внегалактических туманностей» (этим термином он пользовался еще долго, избегая называть их галактиками) и предложил формулу, позволяющую связать расстояние до туманности с ее видимой яркостью. Несмотря на огромные погрешности этого метода, новые данные подтверждали, что туманности распределены в пространстве более или менее равномерно и находятся далеко за границами Млечного Пути. Теперь уже не приходилось сомневаться, что космос не замыкается на нашей Галактике и ее ближайших соседях.
Модельеры космоса
Эддингтон заинтересовался результатами Слайфера еще до окончательного выяснения природы спиральных туманностей. К этому времени уже существовала космологическая модель, в определенном смысле предсказывавшая эффект, выявленный Слайфером. Эддингтон много размышлял о ней и, естественно, не упустил случая придать наблюдениям аризонского астронома космологическое звучание.
Современная теоретическая космология началась в 1917 году двумя революционными статьями, представившими модели Вселенной, построенные на основе общей теории относительности. Одну из них написал сам Эйнштейн, другую - голландский астроном Виллем де Ситтер.
Эйнштейн в духе времени считал, что Вселенная как целое статична (он пытался сделать ее еще и бесконечной в пространстве, но не смог найти корректные граничные условия для своих уравнений). В итоге он построил модель замкнутой Вселенной, пространство которой обладает постоянной положительной кривизной (и поэтому она имеет постоянный конечный радиус). Время в этой Вселенной, напротив, течет по-ньютоновски, в одном направлении и с одинаковой скоростью. Пространство-время этой модели искривлено за счет пространственной компоненты, в то время как временная никак не деформирована. Статичность этого мира обеспечивает специальный «вкладыш» в основное уравнение, препятствующий гравитационному схлопыванию и тем самым действующий как вездесущее антигравитационное поле. Его интенсивность пропорциональна особой константе, которую Эйнштейн назвал универсальной (сейчас ее называют космологической постоянной).
Эйнштейновская модель позволила вычислить размер Вселенной, общее количество материи и даже значение космологической постоянной. Для этого нужна лишь средняя плотность космического вещества, которую, в принципе, можно определить из наблюдений. Не случайно этой моделью восхищался Эддингтон и использовал на практике Хаббл. Однако ее губит неустойчивость, которую Эйнштейн просто не заметил: при малейшем отклонении радиуса от равновесного значения эйнштейновский мир либо расширяется, либо претерпевает гравитационный коллапс. Поэтому к реальной Вселенной такая модель отношения не имеет.
Пустой мир
Де Ситтер тоже построил, как он сам считал, статичный мир постоянной положительной кривизны. В нем присутствует эйнштейновская космологическая константа, но зато полностью отсутствует материя. При введении пробных частиц сколь угодно малой массы они разбегаются и уходят в бесконечность. Кроме того, время на периферии вселенной де Ситтера течет медленней, нежели в ее центре. Из-за этого с больших расстояний световые волны приходят с красным смещением, даже если их источник неподвижен относительно наблюдателя. Поэтому в 1920-е годы Эддингтон и другие астрономы задались вопросом: не имеет ли модель де Ситтера чего-нибудь общего с реальностью, отраженной в наблюдениях Слайфера?
Эти подозрения подтвердились, хоть и в ином плане. Статичность вселенной де Ситтера оказалась мнимой, поскольку была связана с неудачным выбором координатной системы. После исправления этой ошибки пространство де Ситтера оказалось плоским, евклидовым, но нестатичным. Благодаря антигравитационной космологической константе оно расширяется, сохраняя при этом нулевую кривизну. Из-за этого расширения длины волн фотонов возрастают, что и влечет за собой предсказанный де Ситтером сдвиг спектральных линий. Стоит отметить, что именно так сегодня объясняют космологическое красное смещение далеких галактик.
Сопутствующие координаты
В космологических вычислениях удобно пользоваться сопутствующими координатными системами, которые расширяются в унисон с расширением Вселенной.
В идеализированной модели, где галактики и галактические кластеры не участвуют ни в каких собственных движениях, их сопутствующие координаты не меняются. А вот дистанция между двумя объектами в данный момент времени равна их постоянной дистанции в сопутствующих координатах, умноженной на величину масштабного фактора для этого момента. Такую ситуацию легко проиллюстрировать на надувном глобусе: широта и долгота каждой точки не меняются, а расстояние между любой парой точек увеличивается с ростом радиуса.
Использование сопутствующих координат помогает осознать глубокие различия между космологией расширяющейся Вселенной, специальной теорией относительности и ньютоновской физикой. Так, в ньютоновской механике все движения относительны, и абсолютная неподвижность не имеет физического смысла. Напротив, в космологии неподвижность в сопутствующих координатах абсолютна и в принципе может быть подтверждена наблюдениями.
Специальная теория относительности описывает процессы в пространстве-времени, из которого можно с помощью преобразований Лоренца бесконечным числом способов вычленять пространственные и временные компоненты. Космологическое пространство-время, напротив, естественно распадается на искривленное расширяющееся пространство и единое космическое время. При этом скорость разбегания далеких галактик может многократно превышать скорость света.
От статистики к динамике
История открыто нестатичных космологических теорий начинается с двух работ советского физика Александра Фридмана, опубликованных в немецком журнале Zeitschrift fur Physik в 1922 и 1924 годах. Фридман просчитал модели вселенных с переменной во времени положительной и отрицательной кривизной, которые стали золотым фондом теоретической космологии. Однако современники эти работы почти не заметили (Эйнштейн сначала даже счел первую статью Фридмана математически ошибочной). Сам Фридман полагал, что астрономия еще не обладает арсеналом наблюдений, позволяющим решить, какая из космологических моделей более соответствует реальности, и потому ограничился чистой математикой. Возможно, он действовал бы иначе, если бы ознакомился с результатами Слайфера, однако этого не случилось.
По-другому мыслил крупнейший космолог первой половины XX века Жорж Леметр. На родине, в Бельгии, он защитил диссертацию по математике, а затем в середине 1920-х изучал астрономию - в Кембридже под руководством Эддингтона и в Гарвардcкой обсерватории у Харлоу Шепли (во время пребывания в США, где он подготовил вторую диссертацию в МIT, он познакомился со Слайфером и Хабблом). Еще в 1925 году Леметру впервые удалось показать, что статичность модели де Ситтера мнимая. По возвращении на родину в качестве профессора Лувенского университета Леметр построил первую модель расширяющейся вселенной, обладающую четким астрономическим обоснованием. Без преувеличения, эта работа стала революционным прорывом в науке о космосе.
Вселенская революция
В своей модели Леметр сохранил космологическую константу с эйнштейновским численным значением. Поэтому его вселенная начинается статичным состоянием, но со временем из-за флуктуаций вступает на путь постоянного расширения с возрастающей скоростью. На этой стадии она сохраняет положительную кривизну, которая уменьшается по мере роста радиуса. Леметр включил в состав своей вселенной не только вещество, но и электромагнитное излучение. Этого не сделали ни Эйнштейн, ни де Ситтер, чьи работы были Леметру известны, ни Фридман, о котором он тогда ничего не знал.
Леметр еще в США предположил, что красные смещения далеких галактик возникают из-за расширения пространства, которое «растягивает» световые волны. Теперь же он доказал это математически. Он также продемонстрировал, что небольшие (много меньшие единицы) красные смещения пропорциональны расстояниям до источника света, причем коэффициент пропорциональности зависит только от времени и несет информацию о текущем темпе расширения Вселенной. Поскольку из формулы Допплера–Физо следовало, что радиальная скорость галактики пропорциональна красному смещению, Леметр пришел к выводу, что эта скорость также пропорциональна ее удаленности. Проанализировав скорости и дистанции 42 галактик из списка Хаббла и приняв во внимание внутригалактическую скорость Солнца, он установил значения коэффициентов пропорциональности.
Незамеченная работа
Свою работу Леметр опубликовал в 1927 году на французском языке в малочитаемом журнале «Анналы Брюссельского научного общества». Считают, что это послужило основной причиной, из-за которой она поначалу осталась практически незамеченной (даже его учителем Эддингтоном). Правда, осенью того же года Леметр смог обсудить свои выводы с Эйнштейном и узнал от него о результатах Фридмана. У создателя ОТО не было технических возражений, однако он решительно не поверил в физическую реальность леметровской модели (подобно тому, как раньше не принял фридмановские выводы).
Графики Хаббла
Между тем в конце 1920-х годов Хаббл и Хьюмасон выявили линейную корреляцию между расстояниями до 24 галактик и их радиальными скоростями, вычисленными (в основном еще Слайфером) по красным смещениям. Хаббл сделал из этого вывод о прямой пропорциональности радиальной скорости галактики расстоянию до нее. Коэффициент этой пропорциональности сейчас обозначают H 0 и называют параметром Хаббла (по последним данным, он немного превышает 70 (км/с)/мегапарсек).
Статья Хаббла с графиком линейной зависимости между галактическими скоростями и дистанциями была опубликована в начале 1929 года. Годом ранее молодой американский математик Хауард Робертсон вслед за Леметром вывел эту зависимость из модели расширяющейся Вселенной, о чем Хаббл, возможно, знал. Однако в его знаменитой статье эта модель ни прямо, ни косвенно не упоминалась. Позднее Хаббл высказывал сомнения, что фигурирующие в его формуле скорости реально описывают движения галактик в космическом пространстве, однако всегда воздерживался от их конкретной интерпретации. Смысл своего открытия он видел в демонстрации пропорциональности галактических расстояний и красных смещений, остальное предоставлял теоретикам. Поэтому при всем уважении к Хабблу считать его первооткрывателем расширения Вселенной нет никаких оснований.
И все-таки она расширяется!
Тем не менее Хаббл подготовил почву для признания расширения Вселенной и модели Леметра. Уже в 1930 году ей воздали должное такие мэтры космологии, как Эддингтон и де Ситтер; немногим позже ученые заметили и по достоинству оценили работы Фридмана. В 1931 году с подачи Эддингтона Леметр перевел на английский свою статью (с небольшими купюрами) для «Ежемесячных известий Королевского астрономического общества». В этом же году Эйнштейн согласился с выводами Леметра, а годом позже совместно с де Ситтером построил модель расширяющейся Вселенной с плоским пространством и искривленным временем. Эта модель из-за своей простоты долгое время была очень популярна среди космологов.
В том же 1931 году Леметр опубликовал краткое (и без всякой математики) описание еще одной модели Вселенной, объединявшей в себе космологию и квантовую механику. В этой модели начальным моментом выступает взрыв первичного атома (Леметр также называл его квантом), породивший и пространство, и время. Поскольку тяготение тормозит расширение новорожденной Вселенной, его скорость уменьшается - не исключено, что почти до нуля. Позднее Леметр ввел в свою модель космологическую постоянную, заставившую Вселенную со временем перейти в устойчивый режим ускоряющегося расширения. Так что он предвосхитил и идею Большого взрыва, и современные космологические модели, учитывающие присутствие темной энергии. А в 1933 году он отождествил космологическую постоянную с плотностью энергии вакуума, о чем до того никто еще не додумался. Просто удивительно, насколько этот ученый, безусловно достойный титула первооткрывателя расширения Вселенной, опередил свое время!
Если в ясную безлунную ночь посмотреть на небо, то, скорее всего, самыми яркими объектами, которые вы увидите, будут планеты Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Кроме того, вы увидите огромное количество звезд, похожих на наше Солнце, но находящихся гораздо дальше от нас. При вращении Земли вокруг Солнца некоторые из этих «неподвижных» звезд чуть-чуть меняют свое положение относительно друг друга, т.е. на самом деле они вовсе не неподвижны. Дело в том, что они несколько ближе к нам, чем другие. Поскольку же Земля вращается вокруг Солнца, близкие звезды видны все время в разных точках фона более удаленных звезд. Благодаря этому можно непосредственно измерить расстояние от нас до этих звезд: чем они ближе, тем сильнее заметно их перемещение. Самая близкая звезда, называемая Проксимой Центавра, находится от нас на расстоянии приблизительно четырех световых лет или около 37 миллионов километров. Большинство звезд, видимых невооруженным глазом, удалены от нас на несколько сотен световых лет. Сравните это с расстоянием до нашего Солнца, составляющим всего восемь световых минут. Видимые звезды рассыпаны но всему ночному небу, но особенно густо в той полосе, которую мы называем Млечным Путем.
Еще в 1750 г. некоторые астрономы высказывали мысль, что существование Млечного Пути объясняется тем, что большая часть видимых звезд образует одну дискообразную конфигурацию - пример того, что сейчас называется спиральной галактикой. Лишь через несколько десятилетий астроном Уильям Гершель подтвердил это предположение, выполнив колоссальную работу но составлению каталога положений огромного количества звезд и расстояний до них. Но даже после этого представление о спиральных галактиках было принято всеми лишь в начале 21 века.
Современная картина Вселенной возникла только в 1924 г., когда американский астроном Эдвин Хаббл показал, что наша Галактика не единственная. Для доказательства Хабблу требовалось определить расстояния до этих галактик, которые настолько велики, что, в отличие от положений близких звезд, видимые положения галактик действительно не меняются. Поэтому для измерения расстояний Хаббл был вынужден прибегнуть к косвенным методам. Видимая яркость звезды зависит от двух факторов: от того, какое количество света излучает звезда, и от того, гдe она находится. Яркость близких звезд и расстояние до них мы можем измерить, следовательно, мы можем вычислить и их светимость. И наоборот, зная светимость звезд в других галактиках, мы могли бы вычислить расстояние до них, измерив их видимую яркость. Хаббл заметил, что светимость некоторых типов звезд всегда одна и та же, когда они находятся достаточно близко для того, чтобы можно было производить измерения. Следовательно, если такие звезды обнаружатся в другой галактике, то, предположив у них такую же светимость, мы сумеем вычислить расстояние до этой галактики. Если подобные расчеты для нескольких звезд одной и той же галактики дадут один и тот же результат, то полученную оценку расстояния можно считать надежной.
Таким путем Хаббл рассчитал расстояния до девяти разных галактик. Теперь известно, что наша Галактика - одна из нескольких сотен тысяч миллионов галактик, которые можно наблюдать в современные телескопы, а каждая из этих галактик в свою очередь содержит сотни тысяч миллионов звезд.
В 20-х годах, когда астрономы начали исследование спектров звезд других галактик, обнаружилось нечто еще более странное: в нашей собственной Галактике оказались те же самые характерные наборы отсутствующих цветов, что и у звезд, но все они были сдвинуты на одну и ту же величину к красному концу спектра. Это означает, что спектры удаляющихся звезд будут сдвинуты к красному концу (красное смещение), а спектры приближающихся звезд должны испытывать фиолетовое смещение. Такое соотношение между скоростью и частотой называется эффектом Доплера, и этот эффект обычен даже в нашей повседневной жизни. Еще более удивительным было открытие, опубликованное Хабблом в 1929 г. - Хаббл обнаружил, что даже величина красного смещения не случайна, а прямо пропорциональна расстоянию от нас до галактики. Иными словами, чем дальше находится галактика, тем быстрее она удаляется. А это означало, что Вселенная не может быть статической, как думали раньше, что на самом деле она непрерывно расширяется и расстояния между галактиками все время растут.
Эйнштейн, разрабатывая в 1915 г. общую теорию относительности, был уверен в статичности Вселенной. Чтобы не вступать в противоречие со статичностью. Эйнштейн модифицировал свою теорию, введя в уравнения так называемую космологическую постоянную. Он ввел новую «антигравитационную» силу, которая в отличие от других сил не порождалась каким-либо источником, а была заложена в саму структуру пространства-времени. Эйнштейн утверждал, что пространство - время само по себе всегда расширяется и этим расширением точно уравновешивается притяжение всей остальной материи во Вселенной, так что в результате Вселенная оказывается статической.
Фридман сделал два очень простых исходных предположения: во-первых, Вселенная выглядит одинаково, в каком бы направлении мы ее ни наблюдали, и во-вторых, это утверждение должно оставаться справедливым и в том случае, если бы мы производили наблюдения из какого-нибудь другого места. Не прибегая ни к каким другим предположениям, Фридман показал, что Вселенная не должна быть статической. В 1922 г., за несколько лет до открытия Хаббла, Фридман в точности предсказал его результат. В модели Фридмана все галактики удаляются друг от друга. Расстояние между любыми двумя точками увеличивается, но ни одну из них нельзя назвать центром расширения. При том, чем больше расстояние между точками, тем быстрее они удаляются друг от друга. Но и в модели Фридмана скорость, с которой любые две галактики удаляются друг от друга, пропорциональна расстоянию между ними. Таким образом, модель Фридмана предсказывает, что красное смешение галактики должно быть прямо пропорционально ее удаленности от нас, в точном соответствии с открытием Хаббла.
В 1935 г. американский физик Говард Робертсон и английский математик Артур Уолкер предложили сходные модели в связи с открытием Хаббла. Сам Фридман рассматривал только одну модель, но можно указать три разные модели, для которых выполняются оба фундаментальных предположения Фридмана. В модели первого типа Вселенная расширяется достаточно медленно для того, чтобы в силу гравитационного притяжения между различными галактиками расширение Вселенной замедлялось и в конце концов прекращалось. После этого галактики начинают приближаться друг к другу, и Вселенная начинает сжиматься. В модели второго типа расширение Вселенной происходит так быстро, что гравитационное притяжение хоть и замедляет расширение, не может его остановить. В модели третьего типа, в которой скорость расширения Вселенной только достаточна для того, чтобы избежать сжатия до нуля (коллапса).
Сегодняшнюю скорость расширения Вселенной можно определить, измеряя скорости удаления от нас других галактик. Такие измерения можно выполнить очень точно. Но расстояния до других галактик нам плохо известны, потому что их нельзя измерить непосредственно. Мы знаем лишь, что Вселенная расширяется за каждую тысячу миллионов лет на 5-10%. Однако неопределенность в современном значении средней плотности Вселенной еще больше. Если сложить массы всех наблюдаемых звезд в нашей и других галактиках, то даже при самой низкой оценке скорости расширения сумма окажется меньше одной сотой той плотности, которая необходима для того, чтобы расширение Вселенной прекратилось. Однако и в нашей, и в других галактиках должно быть много темной материи, которую нельзя видеть непосредственно, но о существовании, которой мы узнаем по тому, как ее гравитационное притяжение влияет на орбиты звезд в галактиках. Кроме того, галактики в основном наблюдаются в виде скоплений, и мы можем аналогичным образом сделать вывод о наличии еще большего количества межгалактической темной материи внутри этих скоплений, влияющего на движение галактик. Сложив массу всей темной материи, мы получим лишь одну десятую того количества, которое необходимо для прекращения расширения. Но нельзя исключить возможность существования и какой-то другой формы материи, распределенной равномерно по всей Вселенной и еще не зарегистрированной, которая могла бы довести среднюю плотность Вселенной до критического значения, необходимого, чтобы остановить расширение. Таким образом, имеющиеся данные говорят о том, что Вселенная, вероятно, будет расширяться вечно.
В 1963 г. два советских физика, Е.М. Лифшиц и И.М. Халатников, сделали еще одну попытку исключить большой взрыв, а с ним и начало времени. Лифшиц и Халатников высказали предположение, что большой взрыв - особенность лишь моделей Фридмана, которые в конце концов дают лишь приближенное описание реальной Вселенной. Поэтому галактикам не нужно находиться точно в одном месте - достаточно, чтобы они были расположены очень близко друг к другу. Тогда нынешняя расширяющаяся Вселенная могла возникнуть не в сингулярной точке большого взрыва, а на какой-нибудь более ранней фазе сжатия; может быть, при сжатии Вселенной столкнулись друг с другом не все частицы. Какая-то доля их могла пролететь мимо друг друга и снова разойтись в разные стороны, в результате чего и происходит наблюдаемое сейчас расширение Вселенной. Лифшиц и Халатников занялись изучением моделей, которые в общих чертах были бы похожи на модели Фридмана, но отличались от фридмановских тем, что в них учитывались нерегулярности и случайный характер реальных скоростей галактик во Вселенной. В результате Лифшиц и Халатников показали, что в таких моделях большой взрыв мог быть началом Вселенной даже в том случае, если галактики не всегда разбегаются по прямой, по это могло выполняться лишь для очень ограниченного круга моделей, в которых движение галактик происходит определенным образом. Поэтому в 1970 г. Лифшиц и Халатников отказались от своей теории.
В 1965 г. английский математик и физик Роджер Пенроуз показал, что когда звезда сжимается под действием собственных сил гравитации, она ограничивается областью, поверхность которой в конце концов сжимается до нуля. А раз поверхность этой области сжимается до нуля, то же самое должно происходить и с ее объемом. Все вещество звезды будет сжато в нулевом объеме, так что ее плотность и кривизна пространства-времени станут бесконечными. Иными словами, возникнет сингулярность в некоей области пространства-времени, называемая черной дырой.
В теореме Пенроуза, согласно которой любое тело в процессе гравитационного коллапса должно в конце концов сжаться в сингулярную точку. А что если в теореме Пенроуза изменить направление времени на обратное, так, чтобы сжатие перешло в расширение, то эта теорема тоже будет верна, коль скоро Вселенная сейчас хотя бы грубо приближенно описывается в крупном масштабе моделью Фридмана. По теореме Пенроуза конечным состоянием любой коллапсируюшей звезды должна быть сингулярность; при обращении времени эта теорема утверждает, что в любой модели фридмановского типа начальным состоянием расширяющейся Вселенной тоже должна быть сингулярность. По соображениям технического характера в теорему Пенроуза было введено в качестве условия требование, чтобы Вселенная была бесконечна в пространстве. В итоге в 1970 г. Воронин и Пенроузом написали совместную статью, в которой наконец доказали, что сингулярная точка большого взрыва должна существовать, опираясь только на то, что верна общая теория относительности и что во Вселенной содержится столько вещества, сколько мы видим. Эта работа вызвала массу возражений, частично со стороны советских ученых, которые из-за приверженности марксистской философии верили в научный детерминизм, а частично и со стороны тех, кто не принимал саму идею сингулярностей как нарушающую красоту теории Эйнштейна. Когда работа была закончена, ее приняли, и сейчас почти все считают, что Вселенная возникла в особой точке большого взрыва.
Скопление галактик Abel85, расположенное на расстоянии примерно 740 млн световых лет от Земли, зарегистрировано рентгеновской обсерваторией Чандра. Пурпурное свечение - это газ, разогретый до нескольких миллионов градусов.
Иллюстрация к модели роста космических структур Вселенной. Изображены три возраста Вселенной: 0,9 млрд, 3,2 млрд и 13,7 млрд лет (нынешнее состояние).
Международная группа учёных под руководством Алексея Вихлинина из Института космических исследований РАН экспериментально подтвердила ускоренное расширение Вселенной новым независимым методом и восстановила картину её развития во времени. Сейчас в ИКИ РАН ведут работы по созданию новой орбитальной рентгеновской обсерватории, одной из задач которой будет определение уравнения состояния тёмной энергии с беспрецедентной точностью.
Алексей Вихлинин, выступая с докладом на конференции «Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра», прошедшей в ИКИ РАН, рассказал, что в прошлом веке по наблюдениям далёких сверхновых звёзд было показано, что наша Вселенная расширяется с ускорением. Для объяснения этого ускорения ввели понятие «тёмной энергии» («невидимой энергии»). Её свойства оказались весьма необычными — так, например, тёмная энергия должна обладать отрицательным давлением, чтобы «расталкивать» Вселенную. Установление природы этой загадочной тёмной энергии — одна из главных задач физики, поскольку, согласно современным представлениям, именно тёмная энергия определяет развитие нашего мира.
В основе работы международной группы учёных из Европы и США лежало исследование распределения массивных скоплений галактик в пространстве — основных элементов крупномасштабной структуры Вселенной. (Крупномасштабную структуру можно представить как скопления галактик, соединённые филаментами
— скоплениями газа, между которыми находятся пустоты.) Тёмная энергия должна оказывать существенное влияние на рост крупномасштабной структуры, поскольку она противодействует силе гравитационного притяжения материи и препятствует образованию сгущений вещества на больших масштабах расстояний. В наибольшей степени это влияние отражается на скорости образования массивных скоплений галактик. Такие скопления содержат тысячи галактик, подобных нашей, и могут иметь массы порядка 10 14 масс Солнца.
Экспериментально обнаружено и подробно исследовано 86 наиболее массивных скоплений галактик во Вселенной, находящихся на расстоянии от нескольких сотен миллионов до нескольких миллиардов световых лет от Млечного Пути. Большая часть скоплений открыта на основании данных рентгеновского телескопа РОСАТ (Германия, НАСА). Измерения расстояний выполнены при помощи десятка оптических телескопов по всему миру: Keck, Magellan, NTT и др. Большое количество наблюдений проведено также при помощи российско-турецкого 1,5-метрового телескопа РТТ-150. Главный вклад в успех работы сделан орбитальной рентгеновской обсерваторией Чандра (США) — по её данным точно измерены массы скоплений.
На основе полученных результатов астрофизики восстановили картину развития Вселенной начиная примерно с 2/3 её возраста до настоящего времени, то есть в течение последних 5,5 миллиарда лет (что примерно соответствует возрасту Солнца). Результаты этого исследования показали, что рост крупномасштабной структуры в течение этого времени существенно замедлился.
Сила, с которой тёмная энергия «расталкивает» вещество, описывается параметром уравнения состояния тёмной энергии, имеющим физический смысл, сходный с жёсткостью пружины. Исследователи провели наиболее точное на сегодняшний день измерение этого параметра. Полученные результаты подразумевают, что уравнения общей теории относительности (только с добавлением космологической постоянной) хорошо работают на всех наблюдаемых расстояниях — от радиусов орбит планет в нашей Солнечной системе до размеров всей наблюдаемой части Вселенной.
ИКИ РАН в сотрудничестве с институтами Общества им. Макса Планка (Германия) и другими научными организациями сейчас ведёт работы по созданию орбитальной рентгеновской обсерватории «Спектр-рентген-гамма» (СРГ), запуск которой планируется в 2012 году. Обсерватория предназначена для полного обзора неба, в ходе которого, как ожидается, будет открыто порядка 100 тысяч скоплений галактик (то есть все массивные скопления галактик во Вселенной), примерно 3 млн ядер активных галактик (сверхмассивных чёрных дыр) и около 2 млн коронально-активных звёзд. На основе наблюдений массивных скоплений галактик предполагается более точно оценить скорость роста крупномасштабной структуры Вселенной, что, в свою очередь, позволит определить беспрецедентно точно уравнение состояния тёмной энергии.
Астрофизики считают, что изучение природы тёмной энергии позволит создать новую теорию вакуума, которая, возможно, будет распространена на другие физические явления. Не исключено, что в рамках новой теории окажется, что наше пространство имеет не четыре, а пять измерений.