Взрывы звезд и расширение Вселенной

Я хочу рассказать вам о новой, совсем недавней работе, целью которой было измерение скорости расширения Вселенной. Но прежде понадобится небольшое вступление.

Когда мы смотрим на свет, испускаемый миллионами галактик, которые нас окружают, то мы можем заметить, что линии излучения в их спектрах немного сдвинуты в длинноволновую сторону. Это явление называется красным смещением. Нам известно, что к его возникновению приводит эффект Доплера. Так и должно быть у галактик, двигающихся прочь от нас. Но на самом деле в длинноволновую область оказываются смещенными спектральные линии у 99,9999% всех наблюдаемых галактик.

Если бы причиной этого было просто движение в пространстве относительно нас, свет от части галактик — тех, которые движутся по направлению к нам — имел бы так называемое голубое смещение. Таким образом, то, что мы наблюдаем — именно та картина, которую мы бы видели, если бы Вселенная расширялась. Кроме того, сдвиг линий окружающих галактик складывается в определенную модель: чем дальше от нас находится объект — тем значительнее красное смещение в его спектре, и, соответственно, тем быстрее он от нас удаляется. Этот эффект также возможен исключительно в случае расширяющейся Вселенной.

В последние пару десятилетий мы добились значительного прогресса в измерении скорости расширения Вселенной. Мы наблюдаем за галактиками, измеряем расстояние до них, потом регистрируем их красное смещение и находим соответствие между этими величинами, устанавливая связь между возрастом Вселенной и скоростью ее расширения.

Изучая глубины космоса, мы проникаем взглядом сквозь огромные расстояния — миллионы и даже миллиарды световых лет — и свет, путешествующий так долго, несет информацию о весьма отдаленных временах, о том, каковы были темпы расширения Вселенной на более ранних этапах ее эволюции.

Это действительно очень эффективная техника для изучения изменений темпа расширения Вселенной. Мы можем смотреть все дальше, наблюдать все более удаленные объекты, и, анализируя смещения спектральных линий, видеть, как выглядела кривая скорости на предыдущих этапах. В течение многих десятилетий большинство ученых были уверены, что скорость расширения Вселенной должна снижаться, поскольку взаимное гравитационное притяжение всей материи, как ожидалось, сдерживало бы расширение и стягивало все объекты друг к другу. Но когда в 1998 г. я и мои коллеги произвели фактические измерения яркости взрывов звезд, называемых сверхновыми, и использовали их для измерения расстояний, мы обнаружили нечто невероятно удивительное. Наши наблюдения говорили о совершенно обратном. Мы выяснили, что скорость расширения Вселенной раньше была ниже, а сейчас она увеличивается. Это открытие стало для всех огромным сюрпризом. Так почему же наш мир продолжает расширяться, причем все быстрее?

На самом деле мы не знаем. Ответственность за расширение космоса приписали загадочной силе, называемой темной энергией, которая, по подсчетам ученых, составляет около 70% энергии Вселенной. И пока что мы не понимаем механизм работы, физику, природу темной энергии.

Что такое темная энергия — один из центральных, фундаментальных вопросов современной теоретической физики и космологии. Конечно, у нас есть предположения, о которых я немного расскажу.

Первое объяснение — Вселенная расширяется из-за неизвестных пока фундаментальных свойств вакуума. Еще Эйнштейн предположил, что в нем может быть заключена некая фоновая энергия. А квантовая механика и вовсе требует, чтобы энергия пустого пространства существовала. В эйнштейновской теории гравитации предполагается, что гравитационное поле такой энергии будет отталкивающим, расширяющим Вселенную с возрастающей скоростью. Проблема состоит в том, что теоретические расчеты дают результат, на много порядков превышающий фактически наблюдаемое значение. Таким образом, темная энергия — лишь идея, а не детально проработанная теория.

Вторым объяснением может быть неизвестное силовое поле, существующее в пространстве. Мы уже знаем некоторые подобные поля: электрическое, магнитное, недавно открытое поле Хиггса. Поэтому нельзя исключать существование такого поля, которое действует как отталкивающая гравитация в первом варианте, и Вселенная, как минимум какое-то время, могла бы ускорять расширение. Первый вариант — постоянное значение, константа, второй — динамически меняющийся с течением времени показатель. Предполагается также существование на ранних этапах эволюции нашего мира неких суб-атомных частиц, двигавшихся с околосветовыми скоростями (наподобие нейтрино). Для них используется общее название «темное излучение».

Однако есть еще и третий вариант: возможно, современная формулировка Общей теории относительности — лучшей теории гравитации, существующей на данный момент — все еще неполная и не учитывает каких-то моментов. И теперь, когда ее применили в новом качестве, то есть попытались объяснить с ее помощью Вселенную как единую систему, в ней обнаружились некоторые изъяны. Но в результате мы получили очень интересное и интригующее исследование.

Как же нам выбрать верный из этих вариантов? Прежде всего, необходимо произвести множество измерений, как можно более точных измерений, которые помогли бы нам сделать выбор.

На технике измерений следует остановиться подробнее. Когда чуть раньше я рассказывал о том, как мы измеряли скорость расширения Вселенной, я упомянул, что мы определяли также расстояние до окружающих нас галактик. О чем я не сказал — так это о том, что это очень сложная задача. Измерение расстояний в космосе — невероятно тяжелая работа. Есть два надежных способа для этого: либо использовать яркость неких источников излучения, которые называются стандартными свечами (поскольку мы обладаем представлениями о том, какова их фактическая светимость), либо по угловым размерам далеких объектов, линейные размеры которых известны. Удаленный объект с увеличением расстояния до него будет казаться тусклее и меньше. Но эта методика лишь на первый взгляд кажется простой.

Возможно, вы задаетесь вопросом (да и мы много над этим думаем): насколько же ярким должен быть свет в принципе? Что именно мы увидим с большого расстояния? Или насколько большими должны казаться объекты? Ведь они относятся к тем вещам, с которыми мы не сталкиваемся в повседневной жизни. Если взять, к примеру, фары автомобиля, то мы имеем примерное представление о том, какова их ожидаемая яркость. Таким образом, нам все равно необходимо измерять расстояние до определенных объектов, исходя из первичных принципов геометрии с помощью техники, называемой параллаксом. Это наиболее общепринятый способ определения удаленности. Он также не требует никаких знаний о природе объектов, и каждый из нас пользуется им ежедневно. Нам повезло: у нас есть два глаза, удаленные друг от друга на расстояние около 6 см. Каждый из глаз смотрит со своей точки зрения, и для каждого из них объект выглядит по-разному сдвинутым относительно фона. Сравнивая эти сдвиги, наш мозг примерно определяет, насколько далеко расположен объект.

Тот же самый прием используется для измерений в космосе. Роль «двух глаз» в этом случае играют два положения Земли на орбите, разделенные шестью месяцами времени. Таким путем мы можем заметить изменения видимого положения ближайших звезд относительно значительно более удаленных объектов.

Звезды находятся очень далеко, и угол отклонения, который наблюдается при измерениях параллакса, невероятно мал. Чем ближе звезда — тем больше параллакс. У Проксимы Центавра (ближайшей к нам звезды) он наибольший и равен 0,77 угловой секунды.

Телескоп с высочайшим разрешением — космическая обсерватория Hubble — позволяет заметить наименьшее возможное отклонение. С его помощью регистрируется, в частности, движение Проксимы Центавра в течение нескольких лет наблюдений. Все звезды движутся в пространстве друг относительно друга в своем обращении вокруг центра Галактики, и мы видим две составляющие их движения: собственное поступательное движение относительно Солнца и колебательное — параллакс, видимое смещение звезды, связанное с годичным обращением Земли. Путем простых геометрических построений можно рассчитать, что амплитуда колебательного движения объекта на фоне более далеких годичным неподвижных звезд фона будет равна одной угловой секунде (1/3600-й части градуса), если объект находится от нас на расстоянии 30 трлн 857 млрд км. Эту величину назвали парсеком (параллакс-секунда). В парсеках астрономы исчисляют космические расстояния.

Проблемы возникают, когда мы пытаемся измерить более значительные расстояния. Размер нашей Галактики — 30 тысяч парсеков (30 кпк). Чем дальше расположена звезда, тем сложнее заметить ее смещение относительно еще более далеких, «неподвижных» звезд. Нам необходимы методы определения расстояний до объектов, чей видимый параллакс составляет тысячные доли угловой секунды. На самом деле желательно научиться проводить измерения смещений еще более удаленных объектов, то есть найти способ с еще большей точностью наблюдать этот эффект.

Несколько лет назад мы с моими коллегами рассматривали возможности усовершенствования измерений параллакса, чтобы определять расстояние до звезд, расположенных в килопарсеках от нас по всей галактике Млечный Путь. Задача состоит в том, чтобы взять снимок с космического телескопа Hubble, где запечатлены два пятна света двух различных звезд, и наблюдать, как изменяется расстояние между ними в течение года. Однако, несмотря на то, что мы имеем возможность получать весьма точную информацию, имелись сомнения, что это удастся сделать: наилучший результат для определения местоположения звезды — измерение ее позиции с точностью до 1% размера пикселя матрицы камеры. Одна сотая пикселя — точность, доступная нам благодаря камере телескопа Hubble с наибольшей разрешающей способностью — соответствует параллаксу в половину тысячной доли угловой секунды. Кажется, это безумно малая величина, однако такой параллакс соответствует удаленности объектов всего на один-два килопарсека.

Мы задались целью найти метод измерять бóльшие расстояния.

Несколько лет назад мы придумали новый способ использования для этих целей космического телескопа Hubble. Во время экспозиции мы немного поворачивали его вокруг оси, перпендикулярной к лучу зрения, при этом изображения звезд получались не в виде точек, а виде линий. Измерить расстояние между линиями можно со значительно большей точностью.

Всего несколько лет назад нам выделили немного наблюдательного времени на обсерватории Hubble. Мы начали с определения удаленности очень яркой звезды. Было произведено сканирование, и мы получили ряд вертикальных линий, расстояние между которыми необходимо измерить. Сразу стал заметным некий фоновый шум, изначально заставивший нас побеспокоиться — ведь он мог помешать произвести точные измерения. Потом стало очевидно, что шум абсолютно одинаков на каждом изображении. Тогда мы поняли, что он возникает вследствие микроскопической вибрации самого телескопа. Но это не страшно, ведь она одинаково отображается на всех треках звезд, а мы лишь пытались измерить расстояния между соответствующими точками на треках, так что помехи компенсируют сами себя, и их влияние может быть исключено. Разница в положении двух линий определяется через каждый последующий месяц — и это все, что необходимо измерить. Таким образом, точность измерений составила 25 угловых миллисекунд, то есть одну сорокатысячную долю угловой секунды. Этот показатель в 10-15 раз лучше, чем при использовании других методов.

Итак, последние три с половиной года мы занимались изучением положений звезд с использованием этой новой методики со значительно большей точностью, чем ранее.

Зачем же мы пытаемся как можно точнее определить расстояния до звезд? Если мы хотим установить темп расширения Вселенной, для этого нам необходимо измерять расстояния до космических объектов, находящихся очень далеко от нас. Кроме расстояния, нам понадобятся другие данные об этих объектах — светимость, видимая яркость и красное смещение.

Измерения проходят в три этапа. Мы начинаем с нашего большого дома, Млечного Пути, стараясь расширить наши возможности до такой степени, чтобы научиться как можно точнее определять расстояния до всех его объектов.

Наибольший интерес представляют пульсирующие звезды, называемые цефеидами — те самые, которые использовал в свое время астроном Эдвин Хаббл. Они имеют строгую зависимость светимости от периода пульсаций. До близких цефеид в нашей Галактике мы с большой точностью определяем расстояние методом параллакса. Для более далеких объектов этого класса параллакс измерить уже невозможно, и мы определяем расстояние до них по видимой яркости — звезда, расположенная от нас дальше, будет иметь меньший видимый блеск, чем звезда с такой же светимостью, но находящаяся ближе к нам.

После этого мы переходим к среднеудаленным галактикам. Теперь уже расстояния измеряются не кило-, а мегапарсеками. Мы выбираем те из них, в которых недавно происходили вспышки сверхновых, и работаем с цефеидами, расположенными в этих галактиках. Таким образом, данные об удаленности, полученные с помощью цефеид, используются для расчета светимости сверхновых в максимуме блеска.

Третьим шагом является измерение расстояний, где счет идет на гигапарсеки: мы измеряем удаленность вспышек сверхновых по всей расширяющейся Вселенной и можем согласовать его с данными о красном смещении. Мы сумели проделать это для 19 случаев взрывов сверхновых в 19 различных галактиках. А потом полученные данные используются для построения кривой изменения скорости расширения Вселенной.

Величина постоянной Хаббла, которую мы получили совсем недавно, всего около месяца назад — 73,2±1,7 км/с на мегапарсек. Что это означает в переводе на человеческий язык? Это значит, что еще примерно через 9,8 млрд лет Вселенная увеличит свой размер вдвое, как это уже не раз происходило.

Что действительно делает это измерение примечательным, так это то, что полученные нами данные существенно изменили наш взгляд на Вселенную… В последние 15-20 лет мы намного улучшили наше понимание космоса.

Мы знаем, что он примерно на 0,05% состоит из планет, около 0,5% составляют звезды, еще 4% — газ. В общем, на видимую материю приходится всего около 4,5%. Действительно загадочным явлением считается темная материя, составляющая около 25% Вселенной, и недавно обнаруженная темная энергия, «удельный вес» которой — около 70%. И хотя мы не так уж много знаем об этих составляющих, у нас есть догадки на этот счет: в частности, темная материя может состоять из холодных частиц, не сталкивающихся с «обычными».

Есть основания считать, что геометрия Вселенной абсолютно плоская. Кроме того, мы можем наблюдать флуктуации в остаточном излучении Большого Взрыва — так называемом реликтовом микроволновом излучении. На основании этой информации можно определить, насколько быстро Вселенная расширялась ранее, всего через несколько сотен тысяч лет после своего рождения. А зная скорость ее расширения в ту эпоху (она нам известна с точностью до 0,4%), мы можем использовать стандартную космологическую модель для предсказания, с какой скоростью она могла бы расширяться на данный момент с погрешностью всего около одного процента.

Итак, мы имеем возможность относительно точно измерять постоянную Хаббла и сравнивать полученные данные с предсказаниями. И оказалось, что наши последние, самые лучшие расчеты текущей скорости расширения Вселенной на 8-9% больше ожидаемого показателя, основанного на том, что мы знаем о ее состоянии вскоре после Большого Взрыва. Очень похоже, что Вселенная расширяется быстрее, чем следовало бы согласно имеющимся у нас представлениям о физике и об окружающем мире.

Так в чем же дело? По правде говоря, мы не знаем. Существует несколько возможных причин. Самые интересные предположения включают в себя новые составляющие космологической модели: темную материю, темную энергию и даже темное излучение. Очевидно, работа еще не завершена, и мы пытаемся найти объяснение. У нас есть определенные наработки, но они, конечно же, могут оказаться ошибочными.

Поэтому год за годом мы усердно трудимся, стараясь сделать наши измерения еще более точными, так что следите за новостями. В ближайшие годы мы собираемся снизить погрешность до 1,8%. Через пять лет мы планируем добиться погрешности всего в 1%, как в случае с предсказанным темпом расширения. И это действительно станет венцом нашего понимания космоса.

Адам Рисс (Adam Riess), американский астрофизик, лауреат Нобелевской премии по физике, сотрудник Университета Джонса Хопкинса и Научного института космического телескопа STScI.