С какой скоростью расширяется галактики. Будет ли Вселенная расширяться вечно или когда-нибудь остановится? Расширение Вселенной происходит без темной энергии

Время нужно только для того, чтобы всё не происходило одновременно.
- Альберт Эйнштейн

Вы можете решить заняться наблюдением за квазарами, поскольку это очень яркие объекты, которые хорошо видно на больших расстояниях . Однако окружение, в котором они находятся, и источники переменных характеристик (например, гравитационное микролинзирование), отличаются у удалённых и у более близких к нам квазаров.

Ещё один кандидат – гамма-всплески , их можно увидеть на больших расстояниях. Но нам бы подошёл очень хорошо изученный класс объектов с неменяющимися во времени свойствами, которые можно наблюдать при сильном красном смещении. Если мы сможем измерить замедление времени у них, это будет финальная проверка теории!

У этих объектов очень хорошо изучена временная шкала, согласно которой они становятся ярче, затухают и исчезают.

Так что, если мы обнаружим удалённую сверхновую с сильным красным смещением, её световая кривая должна быть вытянутой по шкале времени. Что же происходит в реальности? Есть ли такие сверхновые?

Хотите – верьте, хотите – нет, но таких нашлось полно! Первая – сверхновая, удаляющаяся от нас со скоростью почти в 50% от скорости света – появилась в 1996 году ! Затем ещё одна , и ещё, и сегодня у нас их целая толпа , и мы однозначно видим замедление времени у этих далёких галактик!

Красная линия – предсказание без замедления, синяя – с замедлением. Так что это на самом деле происходит!

Что удивительно, так это при наличии в такой галактике наблюдателя с очень мощным телескопом, способным увидеть нас, уже мы для него покажемся замедленными, в то время как они будут двигаться с нормальной для них скоростью!

Так что, наблюдая за очень удалёнными объектами, вы не только видите их в прошлом, отдалённом на миллиарды лет, вы видите их в замедленном движении! И пока вы размышляете об этом, знайте, что некто в миллиардах световых лет от нас может видеть, как вы размышляете об этом гораздо дольше!

Когда астрофизик Эдвин Хаббл почти сто лет назад определил, что Вселенная равномерно расширяется во всех направлениях, это открытие стало настоящим сюрпризом. Потом, в середине 1990-х, выяснилась ещё одна неожиданная вещь: оказывается, Вселенная расширяется всё быстрее, то есть с ускорением. Причиной этого посчитали отталкивающие свойства вещества, названного «тёмной энергией».

Теперь c помощью космического телескопа Хаббла астрофизики НАСА определили, что Вселенная расширяется быстрее, чем ожидалось . Как трактовать это открытие, пока неясно, но постоянную Хаббла придётся пересмотреть.

«Это неожиданное открытие может оказаться важным ключом к пониманию того, что из себя представляет 95% массы Вселенной, которая не излучает свет, в том числе тёмная энергия, тёмная материя и тёмное излучение (dark radiation)», - пояснил ведущий автор исследования и нобелевский лауреат Адам Рисс (Adam Riess) из Института исследований космоса с помощью космического телескопа и университета Джонса Хопкинса.

Так называемое «тёмное излучение», о котором говорит нобелевский лауреат, - вероятно, одна из гипотетических форм тёмной энергии.

Учёные предлагают несколько объяснений происходящему. Возможно, тёмная энергия расталкивает галактики сильнее, чем ожидалось. Или ранний космос может содержать новый тип элементарных частиц, именуемых «тёмным излучением» (dark radiation), то есть в формулу расширения Вселенной после Большого взрыва следует добавить больше энергии от тёмной радиации.

Третий вариант - что тёмная материя, невидимая форма материи, которая составляет большую часть массы нашей Вселенной, обладает некими странными, неожиданными характеристиками. В конце концов, теория гравитации Эйнштейна может быть неполной.

Адам Рисс с коллегами разработали новую технику оценки скорости расширения Вселенной в 2005 году. Инновационная техника позволяет лучше определить расстояние до дальних галактик.

Метод состоит из трёх шагов, которые показаны на схеме. Он предусматривает поиск галактик со сверхновыми типа Ia и звёздами цефеидами. Цифеиды пульсируют в точной зависимости от своей инстинной светимости, что можно сравнить с их видимой светимостью для точной оценки расстояния. Сверхновые класса типа Ia, в свою очередь, образуются в результате взрывов белых карликов и достаточно ярки для наблюдения с относительно большого расстояния.

За десять лет учёные измерили примерно 2400 цефеид в 19 галактиках, оценили их видимую яркость, точно измерили истинную яркость и рассчитали расстояние примерно до 300 сверхновых типа Iа в дальних галактиках.

До настоящего времени наиболее надёжная оценка постоянной Хаббла составляла 67,80 ± 0,77 (км/с)/Мпк, то есть в современную эпоху две галактики, разделённые расстоянием в 1 мегапарсек, в среднем разлетаются со скоростью ~68 км/с.

Согласно новым измерениям, постоянная Хаббла составляет 73,2 (км/с)/Мпк, то есть две галактики, разделённые расстоянием в 1 мегапарсек, в среднем разлетаются со скоростью ~73 км/с.

Предложенный способ более точный, чем предыдущие методы: скорость расширения определяется с погрешностью 2,4%. Но даже с учётом этой погрешности новая постоянная Хаббла существенно больше, чем старая.

Результаты десятилетнего исследования будут опубликованы в ближайшем номере The Astrophysical Journal .

Расчёт истинного значения постоянной Хаббла - непростая задача. Например, анализ послесвечения от Большого взрыва, проведённый аппаратом Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) и результаты наблюдений спутниковой миссией Planck Европейского космического агентства дали противоположные результаты: по предсказанной траектории, скорость расширения Вселенной сейчас должна быть на 5% и 9% меньше, чем полученное значение постоянной Хаббла.

Дальнейшие исследования помогут внести ясность и измерить скорость удаления галактик более точно в разные периоды времени.

«Мы настолько мало знаем о тёмных частях Вселенной, что очень важно измерить, с какой силой они притягивались и отталкивались на протяжении космической истории», - сказал Лукас Макри (Lucas Macri), один из авторов научной работы.

До запуска телескопа Хаббла оценки скорости расширения Вселенной отличались на два порядка. Измерения в конце 1990-х помогли уменьшить погрешность до 10%. Сейчас учёные из группы Supernova H0 for the Equation of State (SH0ES) работают над новыми методами расчёта, которые снизят погрешность до 1%.

Если посмотреть на небо ясной безлунной ночью, то самыми яркими объектами, скорее всего, окажутся планеты Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. А еще вы увидите целую россыпь звезд, похожих на наше Солнце, но расположенных намного дальше от нас. Некоторые из этих неподвижных звезд в действительности едва заметно смещаются друг относительно друга при движении Земли вокруг Солнца. Они вовсе не неподвижны! Это происходит, потому что такие звезды находятся сравнительно близко к нам. Вследствие движения Земли вокруг Солнца мы видим эти более близкие звезды на фоне более далеких из различных положений. Тот же самый эффект наблюдается, когда вы едете на машине, а деревья у дороги словно бы изменяют свое положение на фоне ландшафта, уходящего к горизонту (рис. 14). Чем ближе деревья, тем заметнее их видимое движение. Такое изменение относительного положения называется параллаксом. В случае со звездами это настоящая удача для человечества, потому что параллакс позволяет нам непосредственно измерить расстояние до них.

Рис. 14. Звездный параллакс.

Движетесь ли вы по дороге или в космосе, относительное положение ближних и дальних тел изменяется по мере вашего движения. Величина этих изменений может быть использована для определения расстояния между телами.

Самая близкая звезда, Проксима Центавра, удалена от нас примерно на четыре световых года или сорок миллионов миллионов километров. Большинство других звезд, видимых невооруженным глазом, находятся в пределах нескольких сотен световых лет от нас. Для сравнения: от Земли до Солнца всего восемь световых минут! Звезды разбросаны по всему ночному небу, но особенно густо рассыпаны они в полосе, которую мы называем Млечным Путем. Уже в 1750 г. некоторые астрономы высказывали предположение, что вид Млечного Пути можно объяснить, если считать, что большинство видимых звезд собраны в дискообразную конфигурацию, наподобие тех, что мы теперь называем спиральными галактиками. Только через несколько десятилетий английский астроном Уильям Гершель подтвердил справедливость этой идеи, кропотливо подсчитывая число звезд, видимых в телескоп на разных участках неба. Тем не менее полное признание эта идея получила лишь в двадцатом столетии. Теперь мы знаем, что Млечный Путь - наша Галактика - раскинулся от края до края приблизительно на сто тысяч световых лет и медленно вращается; звезды в его спиральных рукавах совершают один оборот вокруг центра Галактики за несколько сотен миллионов лет. Наше Солнце - самая обычная желтая звезда средних размеров - находится у внутреннего края одного из спиральных рукавов. Определенно, мы проделали длинный путь со времен Аристотеля и Птолемея, когда люди считали Землю центром Вселенной.

Современная картина Вселенной начала прорисовываться в 1924 г., когда американский астроном Эдвин Хаббл доказал, что Млечный Путь не единственная галактика. Он открыл, что существует множество других звездных систем, разделенных обширными пустыми пространствами. Чтобы подтвердить это, Хаббл должен был определить расстояние от Земли до других галактик. Но галактики находятся так далеко, что, в отличие от ближайших звезд, действительно выглядят неподвижными. Не имея возможности использовать параллакс для измерения расстояний до галактик, Хаббл вынужден был применить косвенные методы оценки расстояний. Очевидной мерой расстояния до звезды является ее яркость. Но видимая яркость зависит не только от расстояния до звезды, но также и от светимости звезды - количества испускаемого ею света. Тусклая, но близкая к нам звезда затмит самое яркое светило из отдаленной галактики. Поэтому, чтобы использовать видимую яркость в качестве меры расстояния, мы должны знать светимость звезды.

Светимость ближайших звезд можно рассчитать по их видимой яркости, поскольку благодаря параллаксу мы знаем расстояние до них. Хаббл заметил, что близкие звезды можно классифицировать по характеру испускаемого ими света. Звезды одного класса всегда имеют одинаковую светимость. Далее он предположил, что если мы обнаружим звезды этих классов в далекой галактике, то им можно приписать ту же светимость, какую имеют подобные звезды поблизости от нас. Располагая такой информацией, несложно вычислить расстояние до галактики. Если вычисления, проделанные для множества звезд в одной и той же галактике, дают одно и то же расстояние, то можно быть уверенным в правильности нашей оценки. Таким способом Эдвин Хаббл вычислил расстояния до девяти различных галактик.

Сегодня мы знаем, что звезды, видимые невооруженным глазом, составляют ничтожную долю всех звезд. Мы видим на небе примерно 5000 звезд - всего лишь около 0,0001% от числа всех звезд нашей Галактики, Млечного Пути. А Млечный Путь - лишь одна из более чем сотни миллиардов галактик, которые можно наблюдать в современные телескопы. И каждая галактика содержит порядка сотни миллиардов звезд. Если бы звезда была крупинкой соли, все звезды, видимые невооруженным глазом, уместились бы в чайной ложке, однако звезды всей Вселенной составили бы шар диаметром более тринадцати километров.

Звезды настолько далеки от нас, что кажутся светящимися точками. Мы не можем различить их размер или форму. Но, как заметил Хаббл, есть много различных типов звезд, и мы можем различать их по цвету испускаемого ими излучения. Ньютон обнаружил, что, если солнечный свет пропустить через трехгранную стеклянную призму, он разложится на составляющие цвета, подобно радуге (рис. 15). Относительная интенсивность различных цветов в излучении, испускаемом неким источником света, называется его спектром. Фокусируя телескоп на отдельной звезде или галактике, можно исследовать спектр испускаемого ими света.

Рис. 15. Звездный спектр.

Анализируя спектр излучения звезды, можно определить как ее температуру, так и состав атмосферы.

В числе прочего излучение тела позволяет судить о его температуре. В 1860 г. немецкий физик Густав Кирхгоф установил, что любое материальное тело, например звезда, будучи нагретым, испускает свет или другое излучение, подобно тому как светятся раскаленные угли. Свечение нагретых тел обусловлено тепловым движением атомов внутри них. Это называется излучением черного тела (несмотря на то что сами нагретые тела не являются черными). Спектр чернотельного излучения трудно с чем нибудь перепутать: он имеет характерный вид, который изменяется с температурой тела (рис. 16). Поэтому излучение нагретого тела подобно показаниям термометра. Наблюдаемый нами спектр излучения различных звезд всегда похож на излучение черного тела, это своего рода извещение о температуре звезды.

Рис. 16. Спектр излучения черного тела.

Все тела - а не только звезды - испускают излучение вследствие теплового движения составляющих их микроскопических частиц. Распределение излучения по частоте характеризует температуру тела.

Если внимательно изучить звездный свет, он сообщит нам еще больше информации. Мы обнаружим отсутствие некоторых строго определенных цветов, причем у разных звезд они будут разными. И поскольку мы знаем, что каждый химический элемент поглощает характерный для него набор цветов, то, сравнивая эти цвета с теми, что отсутствуют в спектре звезды, мы сможем точно определить, какие элементы присутствуют в ее атмосфере.

В 1920 е гг., когда астрономы начали изучать спектры звезд в других галактиках, было обнаружено нечто очень интересное: это оказались те же самые характерные наборы отсутствующих цветов, что и у звезд в нашей собственной галактике, но все они были смещены к красному концу спектра, причем в одинаковой пропорции. Физикам смещение цвета или частоты известно как эффект Доплера.

Мы все знакомы с тем, как это явление воздействует на звук. Прислушайтесь к звуку проезжающего мимо вас автомобиля. Когда он приближается, звук его двигателя или гудка кажется выше, а когда машина уже проехала мимо и стала удаляться, звук понижается. Полицейский автомобиль, едущий к нам со скоростью сто километров в час, развивает примерно десятую долю скорости звука. Звук его сирены представляет собой волну, чередование гребней и впадин. Напомним, что расстояние между ближайшими гребнями (или впадинами) называется длиной волны. Чем меньше длина волны, тем большее число колебаний достигает нашего уха каждую секунду и тем выше тон, или частота, звука.

Эффект Доплера вызван тем, что приближающийся автомобиль, испуская каждый следующий гребень звуковой волны, будет находиться все ближе к нам, и в результате расстояния между гребнями окажутся меньше, чем если бы машина стояла на месте. Это означает, что длины приходящих к нам волн становятся меньше, а их частота - выше (рис. 17). И наоборот, если автомобиль удаляется, длина улавливаемых нами волн становится больше, а их частота - ниже. И чем быстрее перемещается автомобиль, тем сильнее проявляется эффект Доплера, что позволяет использовать его для измерения скорости.

Рис. 17. Эффект Доплера.

Когда источник, испускающий волны, движется по направлению к наблюдателю, длина волн уменьшается. При удалении источника она, напротив, увеличивается. Это и называют эффектом Доплера.

Свет и радиоволны ведут себя подобным же образом. Полиция использует эффект Доплера для определения скорости автомобилей путем измерения длины волны отраженного от них радиосигнала. Свет представляет собой колебания, или волны, электромагнитного поля. Как мы отмечали в гл. 5, длина волны видимого света чрезвычайно мала - от сорока до восьмидесяти миллионных долей метра.

Человеческий глаз воспринимает световые волны разной длины как различные цвета, причем наибольшую длину имеют волны, соответствующие красному концу спектра, а наименьшую - относящиеся к синему концу. Теперь представьте себе источник света, находящийся на постоянном расстоянии от нас, например звезду, испускающую световые волны определенной длины. Длина регистрируемых волн будет такой же, как у испускаемых. Но предположим теперь, что источник света начал отдаляться от нас. Как и в случае со звуком, это приведет к увеличению длины волны света, а значит, спектр сместится в сторону красного конца.

Доказав существование других галактик, Хаббл в последующие годы занимался определением расстояний до них и наблюдением их спектров. В то время многие предполагали, что галактики движутся беспорядочно, и ожидали, что число спектров, смещенных в синюю сторону, будет примерно таким же, как число смещенных в красную. Поэтому полной неожиданностью стало открытие того, что спектры большинства галактик демонстрируют красное смещение - почти все звездные системы удаляются от нас! Еще более удивительным оказался факт, обнаруженный Хабблом и обнародованный в 1929 г.: величина красного смещения галактик не случайна, а прямо пропорциональна их удаленности от нас. Другими словами, чем дальше от нас галактика, тем быстрее она удаляется! Отсюда вытекало, что Вселенная не может быть статичной, неизменной в размерах, как считалось ранее. В действительности она расширяется: расстояние между галактиками постоянно растет.

Осознание того, что Вселенная расширяется, произвело настоящую революцию в умах, одну из величайших в двадцатом столетии. Когда оглядываешься назад, может показаться удивительным, что никто не додумался до этого раньше. Ньютон и другие великие умы должны были понять, что статическая Вселенная была бы нестабильна. Даже если в некоторый момент она оказалась бы неподвижной, взаимное притяжение звезд и галактик быстро привело бы к ее сжатию. Даже если бы Вселенная относительно медленно расширялась, гравитация в конечном счете положила бы конец ее расширению и вызвала бы сжатие. Однако, если скорость расширения Вселенной больше некоторой критической отметки, гравитация никогда не сможет его остановить и Вселенная продолжит расширяться вечно.

Здесь просматривается отдаленное сходство с ракетой, поднимающейся с поверхности Земли. При относительно низкой скорости тяготение в конце концов остановит ракету и она начнет падать на Землю. С другой стороны, если скорость ракеты выше критической (больше 11,2 километра в секунду), тяготение не может удержать ее и она навсегда покидает Землю.

Исходя из теории тяготения Ньютона такое поведение Вселенной могло быть предсказано в любой момент в девятнадцатом или восемнадцатом веке и даже в конце семнадцатого столетия. Однако вера в статическую Вселенную была столь сильна, что заблуждение сохраняло власть над умами до начала двадцатого столетия. Даже Эйнштейн был настолько уверен в статичности Вселенной, что в 1915 г. внес специальную поправку в общую теорию относительности, искусственно добавив в уравнения особый член, получивший название космологической постоянной, который обеспечивал статичность Вселенной.
Космологическая постоянная проявлялась как действие некой новой силы - «антигравитации», которая, в отличие от других сил, не имела никакого определенного источника, а просто была неотъемлемым свойством, присущим самой ткани пространства времени. Под влиянием этой силы пространство время обнаруживало врожденную тенденцию к расширению. Подбирая величину космологической постоянной, Эйнштейн мог варьировать силу данной тенденции. С ее помощью он сумел в точности уравновесить взаимное притяжение всей существующей материи и получить в результате статическую Вселенную.
Позже Эйнштейн отверг идею космологической постоянной, признав ее своей «самой большой ошибкой». Как мы скоро убедимся, сегодня есть причины полагать, что в конце концов Эйнштейн мог все же быть прав, вводя космологическую постоянную. Но Эйнштейна, должно быть, более всего удручало то, что он позволил своей вере в неподвижную Вселенную перечеркнуть вывод о том, что Вселенная должна расширяться, предсказанный его же собственной теорией. Кажется, только один человек разглядел это следствие общей теории относительности и принял его всерьез. Пока Эйнштейн и другие физики искали, как избежать нестатичности Вселенной, российский физик и математик Александр Фридман, наоборот, настаивал на том, что она расширяется.

Фридман сделал относительно Вселенной два очень простых предположения: что она одинаково выглядит, в каком бы направлении мы ни смотрели, и что данное положение верно, независимо от того, из какой точки Вселенной мы смотрим. Опираясь на эти две идеи и решив уравнения общей теории относительности, он доказал, что Вселенная не может быть статической. Таким образом, в 1922 г., за несколько лет до открытия Эдвина Хаббла, Фридман в точности предсказал расширение Вселенной!

Предположение, что Вселенная выглядит одинаково в любом направлении, не совсем соответствует действительности. Например, как мы уже знаем, звезды нашей Галактики формируют на ночном небе отчетливую светлую полосу - Млечный Путь. Но если мы посмотрим на отдаленные галактики, похоже, их число будет более или менее равным во всех частях неба. Так что Вселенная выглядит примерно одинаково в любом направлении, если наблюдать ее в крупном масштабе по сравнению с расстояниями между галактиками и игнорировать различия в малых масштабах.

Представьте себе, что вы в лесу, где деревья растут беспорядочно. Посмотрев в одном направлении, вы увидите ближайшее дерево в метре от себя. В другом направлении самое близкое дерево обнаружится на расстоянии трех метров. В третьем вы увидите сразу несколько деревьев в одном, двух и трех метрах от себя. Непохоже, будто лес выглядит одинаково в любом направлении. Но если принять во внимание все деревья в радиусе километра, такого рода различия усреднятся и вы увидите, что лес одинаков по всем направлениям (рис. 18).

Рис. 18. Изотропный лес.

Даже если распределение деревьев в лесу в целом равномерно, при ближайшем рассмотрении может оказаться, что они местами растут гуще. Так же и Вселенная не выглядит одинаковой в ближайшем к нам космическом пространстве, тогда как при увеличении масштаба мы наблюдаем одинаковую картину, в каком бы направлении ни вели наблюдение.

Долгое время однородное распределение звезд служило достаточным основанием для принятия фридмановской модели в качестве первого приближения к реальной картине Вселенной. Но позднее счастливый случай обнаружил еще одно подтверждение того, что предположение Фридмана удивительно точно описывает Вселенную. В 1965 г. два американских физика, Арно Пензиас и Роберт Вильсон из «Белл телефон лабораторис» в Нью Джерси, отлаживали очень чувствительный микроволновый приемник. (Микроволнами называют излучение с длиной волны около сантиметра.) Пензиаса и Вильсона беспокоило, что приемник регистрировал больший уровень шума, чем ожидалось. Они обнаружили на антенне птичий помет и устранили другие потенциальные причины сбоев, но скоро исчерпали все возможные источники помех. Шум отличался тем, что регистрировался круглые сутки в течение всего года независимо от вращения Земли вокруг своей оси и ее обращения вокруг Солнца. Так как движение Земли направляло приемник в различные сектора космоса, Пензиас и Вильсон заключили, что шум приходит из за пределов Солнечной системы и даже из за пределов Галактики. Казалось, он шел в равной мере со всех сторон космоса. Теперь мы знаем, что, куда бы ни был направлен приемник, этот шум остается постоянным, не считая ничтожно малых вариаций. Так Пензиас и Вильсон случайно наткнулись на поразительный пример, подкрепляющий первую гипотезу Фридмана о том, что Вселенная одинакова во всех направлениях.

Каково происхождение этого космического фонового шума? Примерно в то же время, когда Пензиас и Вильсон исследовали загадочный шум в приемнике, два американских физика из Принстонского университета, Боб Дик и Джим Пиблс, тоже заинтересовались микроволнами. Они изучали предположение Георгия (Джорджа) Гамова (в прошлом студента Александра Фридмана) о том, что на ранних стадиях развития Вселенная была очень плотной и добела раскаленной. Дик и Пиблс полагали, что если это правда, то мы должны иметь возможность наблюдать свечение ранней Вселенной, поскольку свет от очень далеких областей нашего мира приходит к нам только сейчас. Однако вследствие расширения Вселенной этот свет должен быть столь сильно смещен в красный конец спектра, что превратится из видимого излучения в микроволновое. Дик и Пиблс как раз готовились к поискам этого излучения, когда Пензиас и Вильсон, услышав об их работе, поняли, что уже нашли его. За эту находку Пензиас и Вильсон были в 1978 г. удостоены Нобелевской премии (что кажется несколько несправедливым в отношении Дика и Пиблса, не говоря уже о Гамове).

На первый взгляд тот факт, что Вселенная выглядит одинаково в любом направлении, свидетельствует о том, что мы занимаем в ней какое то особенное место. В частности, может показаться, что раз все галактики удаляются от нас, то мы должны находиться в центре Вселенной. Есть, однако, другое объяснение этого феномена: Вселенная может выглядеть одинаково во всех направлениях также и при взгляде из любой другой галактики. Если помните, именно в этом и состояло второе предположение Фридмана.

Мы не располагаем никакими научными аргументами за или против второй гипотезы Фридмана. Столетия назад христианская церковь признала бы его еретическим, так как церковная доктрина постулировала, что мы занимаем особое место в центре мироздания. Но сегодня мы принимаем это предположение Фридмана по едва ли не противоположной причине, из своего рода скромности: нам показалось бы совершенно удивительным, если бы Вселенная выглядела одинаково во всех направлениях только для нас, но не для других наблюдателей во Вселенной!

Во фридмановской модели Вселенной все галактики удаляются друг от друга. Это напоминает расползание цветных пятен на поверхности надуваемого воздушного шара. С ростом размеров шара увеличиваются и расстояния между любыми двумя пятнами, но при этом ни одно из пятен нельзя считать центром расширения. Более того, если радиус воздушного шара постоянно растет, то чем дальше друг от друга находятся пятна на его поверхности, тем быстрее они будут удаляться при расширении. Допустим, что радиус воздушного шара удваивается каждую секунду. Тогда два пятна, разделенные первоначально расстоянием в один сантиметр, через секунду окажутся уже на расстоянии двух сантиметров друг от друга (если измерять вдоль поверхности воздушного шара), так что их относительная скорость составит один сантиметр в секунду. С другой стороны, пара пятен, которые были отделены десятью сантиметрами, через секунду после начала расширения разойдутся на двадцать сантиметров, так что их относительная скорость будет десять сантиметров в секунду (рис. 19). Точно так же в модели Фридмана скорость, с которой любые две галактики удаляются друг от друга, пропорциональна расстоянию между ними. Тем самым модель предсказывает, что красное смещение галактики должно быть прямо пропорционально ее удаленности от нас - это та самая зависимость, которую позднее обнаружил Хаббл. Хотя Фридману удалось предложить удачную модель и предвосхитить результаты наблюдений Хаббла, его работа оставалась почти неизвестной на Западе, пока в 1935 г. аналогичная модель не была предложена американским физиком Говардом Робертсоном и британским математиком Артуром Уокером уже по следам открытого Хабблом расширения Вселенной.

Рис. 19. Расширяющаяся Вселенная воздушного шара.

Вследствие расширения Вселенной галактики удаляются друг от друга. С течением времени расстояние между далекими звездными островами увеличивается сильнее, чем между близкими галактиками, подобно тому как это происходит с пятнами на раздувающемся воздушном шаре. Поэтому наблюдателю из любой галактики скорость удаления другой галактики кажется тем больше, чем дальше она расположена.

Фридман предложил только одну модель Вселенной. Но при сделанных им предположениях уравнения Эйнштейна допускают три класса решений, то есть существует три разных типа фридмановских моделей и три различных сценария развития Вселенной.

Первый класс решений (тот, который нашел Фридман) предполагает, что расширение Вселенной происходит достаточно медленно, так что притяжение между галактиками постепенно замедляет и в конечном счете останавливает его. После этого галактики начинают сближаться, а Вселенная - сжиматься. В соответствии со вторым классом решений Вселенная расширяется настолько быстро, что гравитация лишь немного замедлит разбегание галактик, но никогда не сможет остановить его. Наконец, есть третье решение, согласно которому Вселенная расширяется как раз с такой скоростью, чтобы только избежать схлопывания. Со временем скорость разлета галактик становится все меньше и меньше, но никогда не достигает нуля.

Удивительная особенность первой модели Фридмана - то, что в ней Вселенная не бесконечна в пространстве, но при этом нигде в пространстве нет никаких границ. Гравитация настолько сильна, что пространство свернуто и замыкается на себя. Это до некоторой степени схоже с поверхностью Земли, которая тоже конечна, но не имеет границ. Если двигаться по поверхности Земли в определенном направлении, то никогда не натолкнешься на непреодолимый барьер или край света, но в конце концов вернешься туда, откуда начал путь. В первой модели Фридмана пространство устроено точно так же, но в трех измерениях, а не в двух, как в случае поверхности Земли. Идея о том, что можно обогнуть Вселенную и вернуться к исходной точке, хороша для научной фантастики, но не имеет практического значения, поскольку, как можно доказать, Вселенная сожмется в точку прежде, чем путешественник вернется в к началу своего пути. Вселенная настолько велика, что нужно двигаться быстрее света, чтобы успеть закончить странствие там, где вы его начали, а такие скорости запрещены (теорией относительности. - Перев.). Во второй модели Фридмана пространство также искривлено, но иным образом. И только в третьей модели крупномасштабная геометрия Вселенной плоская (хотя пространство искривляется в окрестности массивных тел).

Какая из моделей Фридмана описывает нашу Вселенную? Остановится ли когда нибудь расширение Вселенной, и сменится ли оно сжатием, или Вселенная будет расширяться вечно?

Оказалось, что ответить на этот вопрос труднее, чем поначалу представлялось ученым. Его решение зависит главным образом от двух вещей - наблюдаемой ныне скорости расширения Вселенной и ее сегодняшней средней плотности (количества материи, приходящегося на единицу объема пространства). Чем выше текущая скорость расширения, тем б о льшая гравитация, а значит, и плотность вещества, требуется, чтобы остановить расширение. Если средняя плотность выше некоторого критического значения (определяемого скоростью расширения), то гравитационное притяжение материи сможет остановить расширение Вселенной и заставить ее сжиматься. Такое поведение Вселенной отвечает первой модели Фридмана. Если средняя плотность меньше критического значения, тогда гравитационное притяжение не остановит расширения и Вселенная будет расширяться вечно - как во второй фридмановской модели. Наконец, если средняя плотность Вселенной в точности равна критическому значению, расширение Вселенной будет вечно замедляться, все ближе подходя к статическому состоянию, но никогда не достигая его. Этот сценарий соответствует третьей модели Фридмана.

Так какая же модель верна? Мы можем определить нынешние темпы расширения Вселенной, если измерим скорость удаления от нас других галактик, используя эффект Доплера. Это можно сделать очень точно. Однако расстояния до галактик известны не очень хорошо, поскольку мы можем измерять их только косвенно. Поэтому нам известно лишь то, что скорость расширения Вселенной составляет от 5 до 10% за миллиард лет. Еще более расплывчаты наши знания о нынешней средней плотности Вселенной. Так, если мы сложим массы всех видимых звезд в нашей и других галактиках, сумма будет меньше сотой доли того, что требуется для остановки расширения Вселенной, даже при самой низкой оценке скорости расширения.

Но это далеко не все. Наша и другие галактики должны содержать большое количество некой «темной материи», которую мы не можем наблюдать непосредственно, но о существовании которой мы знаем благодаря ее гравитационному воздействию на орбиты звезд в галактиках. Возможно, лучшим свидетельством существования темной материи являются орбиты звезд на периферии спиральных галактик, подобных Млечному Пути. Эти звезды обращаются вокруг своих галактик слишком быстро, чтобы их могло удерживать на орбите притяжение одних только видимых звезд галактики. Кроме того, большинство галактик входят в состав скоплений, и мы можем аналогичным образом сделать вывод о присутствии темной материи между галактиками в этих скоплениях по ее влиянию на движение галактик. Фактически количество темной материи во Вселенной значительно превышает количество обычного вещества. Если учесть всю темную материю, мы получим приблизительно десятую часть от той массы, которая необходима для остановки расширения.

Нельзя, однако, исключать существования других, еще не известных нам форм материи, распределенных почти равномерно повсюду во Вселенной, что могло бы повысить ее среднюю плотность. Например, существуют элементарные частицы, называемые нейтрино, которые очень слабо взаимодействуют с веществом и которые чрезвычайно трудно обнаружить.

(В одном из новых нейтринных экспериментов используется подземный резервуар, заполненный 50 тысячами тонн воды.) Считается, что нейтрино невесомы и поэтому не вызывают гравитационного притяжения.

Однако исследования нескольких последних лет свидетельствуют, что нейтрино все же обладает ничтожно малой массой, которую ранее не удавалось зафиксировать. Если нейтрино имеют массу, они могли бы быть одной из форм темной материи. Тем не менее, даже с учетом такой темной материи, во Вселенной, похоже, гораздо меньше вещества, чем необходимо для остановки ее расширения. До недавнего времени большинство физиков сходилось на том, что ближе всего к реальности вторая модель Фридмана.

Но затем появились новые наблюдения. За последние несколько лет разные группы исследователей изучали мельчайшую рябь того микроволнового фона, который обнаружили Пензиас и Вильсон. Размер этой ряби может служить индикатором крупномасштабной структуры Вселенной. Ее характер, похоже, указывает, что Вселенная все таки плоская (как в третьей модели Фридмана)! Но поскольку суммарного количества обычной и темной материи для этого недостаточно, физики постулировали существование другой, пока не обнаруженной, субстанции - темной энергии.

И словно для того, чтобы еще больше усложнить проблему, недавние наблюдения показали, что расширение Вселенной не замедляется, аускоряется. Вопреки всем моделям Фридмана! Это очень странно, поскольку присутствие в пространстве вещества - высокой или низкой плотности - может только замедлять расширение. Ведь гравитация всегда действует как сила притяжения. Ускорение космологического расширения - это все равно что бомба, которая собирает, а не рассеивает энергию после взрыва. Какая сила ответственна за ускоряющееся расширение космоса? Ни у кого нет надежного ответа на этот вопрос. Однако, возможно, Эйнштейн все таки был прав, когда ввел в свои уравнения космологическую постоянную (и соответствующий ей эффект антигравитации).

С развитием новых технологий и появлением превосходных космических телескопов мы стали то и дело узнавать о Вселенной удивительные вещи. И вот хорошая новость: теперь нам известно, что Вселенная продолжит в ближайшее время расширяться с постоянно возрастающей скоростью, а время обещает длиться вечно, по крайней мере для тех, кому хватит благоразумия не угодить в черную дыру. Но что же было в самые первые мгновения? Как начиналась Вселенная, и что заставило ее расширяться?

Однажды мы обнаружили, что Вселенная расширяется. После этого следующим научным шагом стало определить скорость или темп этого расширения. Прошло больше 80 лет, но мы до сих пор не договорились по этому вопросу. Глядя на крупнейшие космические масштабы и изучая старейшие сигналы — послесвечение Большого Взрыва и крупномасштабные корреляции галактик — мы получили одно число: 67 км/с/Мпк.

Но глядя на отдельные звезды, галактики, сверхновые и прочие прямые указатели, мы получаем другое число: 74 км/с/Мпк. Неопределенности очень небольшие: ±1 к первому числу и ±2 ко второму числу, и остается статистический шанс меньше 0,1%, что эти числа получится примирить друг с другом. Это противоречие должно было разрешиться уже давно, но упорно держится с тех пор, как впервые было обнаружено расширение Вселенной.

В 1923 году Эдвин Хаббл использовал самый большой в мире телескоп, чтобы поискать новые звезды в других галактиках. Наверное, не стоило бы говорить «галактики», потому что тогда человечество не было уверено в небесных спиралях. Изучая крупнейшую из них — M31, ныне известную как Туманность Андромеды — он увидел первую, а затем вторую и третью новую. Но четвертая появилась в том же месте, что и первая, а это было невозможно, поскольку новые перезаряжаются столетиями или больше. Его новая появилась меньше чем за неделю. Волнуясь, Хаббл зачеркнул первую «N», которую написал, и поверх записал «VAR!». Он понял, что это переменная звезда (variable), и с тех пор появилась физика переменных звезд. Хабблу удалось подсчитать расстояние до Андромеды. Он показал, что она была точно за пределами Млечного Пути и является, очевидно, галактикой. Это было самое прекрасное наблюдение единственной звезды в истории астрономии.

Оригинальная пластинка Эдвина Хаббла, раскрывающая переменную природу звезды в Андромеде.

Хаббл продолжил свою работу, наблюдая за переменными звездами во многих спиральных галактиках. Наряду с их сдвинутыми спектральными линиями, он стал замечать, что чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется от нас. Он не только открыл этот закон — известный как закон Хаббла — он был первым, кто измерил скорость расширения: параметр Хаббла. Полученное им число было, впрочем, большим. Очень большим. Настолько большим, что если бы оно было верным, из него следовало бы, что Большой Взрыв произошел всего два миллиарда лет назад. Очевидно, никто бы этому не поверил, поскольку у нас имеются геологические свидетельства того, что одной только Земле больше четырех миллиардов лет.

Композитное изображение западного полушария Земли возрастом в 4 с лишним миллиарда лет.

В 1943 году астроном Вальтер Бааде внимательно наблюдал за переменными звездами за пределами Млечного Пути и заметил нечто невероятно важное: не все переменные цефеиды — тот тип, который Хаббл использовал для определения расширения Вселенной — ведут себя одинаково. Вместо этого их было два разных класса. И внезапно оказалось, что постоянная Хаббла была вовсе не такой большой, как решил Хаббл.

Измерения переменных звезд Вальтера Бааде в Андромеде были важнейшим доказательством существования двух отдельных популяций цефеид и позволили свести параметр Хаббла к более осмысленной величине.

Вместо этого, Вселенная расширялась медленнее, а значит, ей требовалось больше времени, чтобы достичь нынешнего состояния. Впервые Вселенная превзошла Землю по возрасту, и это было хорошим знаком. Со временем, дальнейшие уточнения нарастали, а показатель Хаббла постепенно снижался, тогда как возраст Вселенной продолжал увеличиваться. В конечном счете, возраст даже самых старых звезд утонул в возрасте Вселенной.

Как менялись оценки параметра Хаббла со временем.

На этом история не заканчивается. Знаете, почему космический телескоп Хаббла назвали именно так? Не потому что его назвали в честь Эдвина Хаббла, который обнаружил, что Вселенная расширяется. Скорее, потому что его основной миссией было измерение параметра Хаббла, или скорости, с которой расширяется Вселенная. До запуска телескопа в 1990 году, было два лагеря, выступающих за совершенно разные Вселенные: один под лидерством Аллана Сендиджа и Вселенной со скоростью расширения в 50 км/с/Мпк и возрастом в 16 миллиардов лет; другой под лидерством Жерара де Вокулера и Вселенной с темпом расширения в 100 км/с/Мпк и возрастом под 10 миллиардов лет. Два этих лагеря были уверены, что противоположные лагеря совершают систематические ошибки в своих измерениях, и что нет среднего варианта. Главной научной целью космического телескопа Хаббла было измерение скорости расширения раз и навсегда.

И он ее достиг. 72 ± 8 км/с/Мпк было финальным результатом проекта. Сегодня ошибки или погрешности еще меньше, равно как и напряжение между двумя различными методами. Если посмотреть на Вселенную на самых больших масштабах, на флуктуации космического микроволнового фона и барионные акустические колебания в кластеризации галактик, вы получите число поменьше: 67 км/с/Мпк. Это не самый благоприятный результат, но более высокие значения вполне возможны.

Если взглянуть на прямые измерения отдельных звезд в нашей галактике, а затем на те же классы звезд в других галактиках, а затем на сверхновые сверх того, вы получите большее значение: 74 км/с/Мпк. Но систематическая ошибка в измерениях ближайших звезд, даже ошибка в несколько процентов, могла бы существенно снизить это число даже до самого низкого значения из предложенных. По мере того, как миссия EКА Gaia продолжает производить измерения параллакса с беспрецедентной точностью миллиарда звезд в нашей галактике, это напряжение может разрешиться само по себе.

Сегодня мы знаем скорость расширения Хаббла довольно точно, и два разных метода ее извлечения, похоже, дают противоречивые значения. Прямо сейчас протекает множество различных измерений, каждый лагерь пытается доказать свою правоту и найти ошибки другого. И если история нас чему-либо научила, можно сказать, что мы, во-первых, узнаем что-нибудь новое и любопытное о природе нашей Вселенной, когда этот вопрос разрешится, а во-вторых, этот спор на тему скорости расширения явно не будет последним

Когда мы смотрим на далекую Вселенную, мы всюду видим галактики - во всех направлениях, на миллионы и даже миллиарды световых лет. Поскольку есть два триллиона галактик, которые мы могли бы наблюдать, сумма всего, что за ними, больше и круче самых смелых наших представлений. Один из самых интересных фактов состоит в том, что все галактики, которые мы когда-либо наблюдали, подчиняются (в среднем) одним и тем же правилам: чем они дальше от нас, тем быстрее они от нас и удаляются. Это открытие, сделанное Эдвином Хабблом и его коллегами еще в 1920-х годах, привело нас к картине расширяющейся Вселенной. Но что с того, что она расширяется? Наука знает, а теперь и вы узнаете.

На первый взгляд этот вопрос может показаться здравым. Потому что все, что расширяется, обычно состоит из вещества и существует в пространстве и времени Вселенной. Но сама Вселенная - это пространство и время, содержащее материю и энергию в себе. Когда мы говорим, что «Вселенная расширяется», мы имеем в виду расширение самого пространства, в результате которого отдельные галактики и скопления галактик удаляются друг от друга. Проще всего было бы представить шарик теста с изюмом внутри, который выпекается в печи, считает Этан Зигель.

Модель расширяющейся «булочки» Вселенной, в которой относительные расстояния увеличиваются по мере расширения пространства

Это тесто - ткань пространства, а изюминки - связанные структуры (вроде галактик или скоплений галактик). С точки зрения любой изюминки, все остальные изюмы будут от нее отходить, и чем они дальше - тем быстрее. Только в случае Вселенной печи и воздуха за пределами теста не существует, есть только тесто (пространство) и изюм (вещество).

Красное смещение создают не просто удаляющиеся галактики, а скорее пространство между нами

Откуда мы знаем, что это пространство расширяется, а не галактики удаляются?

Если вы видите, что во всех направлениях от вас удаляются объекты, есть только одна причина, способная это объяснить: расширяется пространство между вами и этими объектами. Также можно было бы предположить, что вы находитесь возле центра взрыва, и многие объекты просто находятся дальше и удаляются быстрее, потому что получили больше энергии взрыва. Если бы это было так, мы могли бы доказать это двумя способами:

• На больших расстояниях и высоких скоростях будет меньше галактик, поскольку со временем они сильно распространились бы в пространстве
• Отношение красного смещения и расстояния будет принимать конкретную форму на больших расстояниях, которая будет отличаться от формы, если бы расширялась ткань пространства

Когда мы смотрим на большие расстояния, мы находим, что дальше во Вселенной плотность галактик выше, чем ближе к нам. Это согласуется с картиной, в которой пространство расширяется, потому что смотреть дальше - то же самое, что смотреть в прошлое, где произошло меньше расширения. Мы также обнаруживаем, что отдаленные галактики имеют отношение красного смещения и расстояния, соответствующее расширению пространства, и совсем нет - если бы галактики просто быстро удалялись от нас. Наука может ответить на этот вопрос двумя разными способами, и оба ответа поддерживают расширение Вселенной.

Всегда ли Вселенная расширялась с одной скоростью?

Мы называем ее постоянной Хаббла, но она является постоянной только в пространстве, а не во времени. Вселенная в настоящий момент расширяется медленнее, чем в прошлом. Когда мы говорим о скорости расширения, мы говорим о скорости на единицу расстояния: около 70 км/c/Мпк сегодня. (Мпк - это мегапарсек, примерно 3 260 000 световых лет). Но скорость расширения зависит от плотностей всех разных вещей во Вселенной, включая материю и излучение. По мере расширения Вселенной материя и излучение в ней становятся менее плотными, а вместе с падением плотности падает и скорость расширения. Вселенная расширялась быстрее в прошлом и замедляется со времен Большого Взрыва. Постоянная Хаббла - это неверное название, ее стоило бы назвать параметром Хаббла.

Далекие судьбы Вселенной предлагают разные возможности, но если темная энергия действительно постоянна, как показывают данные, мы будем следовать красной кривой

Будет ли Вселенная расширяться вечно или когда-нибудь остановится?

Несколько поколений астрофизики и космологи ломали голову над этим вопросом, и ответить на него можно, только определив скорость расширения Вселенной и все типы (и количества) энергии, присутствующие в ней. Мы уже успешно измерили, сколько имеется обычной материи, излучения, нейтрино, темной материи и темной энергии, а также скорость расширения Вселенной. Основываясь на законах физики и произошедшем в прошлом, складывается впечатление, что Вселенная будет расширяться вечно. Хотя вероятность этого не 100%; если нечто вроде темной энергии будет вести себя иначе в будущем по сравнению с прошлым и настоящим, все наши выводы придется пересмотреть.

Галактики движутся быстрее скорости света? Разве это не запрещено?

С нашей точки зрения, расширяется пространство между нами и удаленной точкой. Чем дальше она от нас, тем быстрее, как нам кажется, она удаляется. Даже если скорость расширения была бы крошечной, далекий объект однажды пересек бы порог любой предельной скорости, потому что скорость расширения (скорость на единицу расстояния) многократно умножилась бы при достаточном расстоянии. ОТО одобряет такой сценарий. Закон того, что ничто не может двигаться быстрее скорости света, применяется только к движению объекта через пространство, а не к самому расширению пространства. В реальности сами галактики движутся на скорости всего в несколько тысяч километров в секунду, что намного ниже предела в 300 000 км/с, установленного скоростью света. Именно расширение Вселенной вызывает рецессию и красное смещение, а не истинное движение галактики.

В пределах наблюдаемой Вселенной (желтый круг) находится приблизительно 2 триллиона галактик. Галактики, которые находятся ближе, чем на треть пути до этой границы, мы никогда уже не сможем догнать из-за расширения Вселенной. Для освоения силами людей открыто всего 3% объема Вселенной

Расширение Вселенной является необходимым следствием того, что материя и энергия наполняют пространство-время, которое подчиняется законам общей теории относительности. Пока есть материя, есть и гравитационное притяжение, так что либо гравитация победит и все снова сожмется, либо гравитация проиграет и победит расширение. Нет никакого центра расширения и нет ничего вне пространства, которое расширяется; именно сама ткань Вселенной расширяется. Что самое интересное, даже если бы мы покинули Землю на скорости света сегодня, мы смогли бы посетить всего 3% галактик в наблюдаемой Вселенной; 97% из них уже вне зоны нашей досягаемости. Вселенная сложна.