Столкнувшись с неожиданным: ускорение Вселенной
Столкнувшись с неожиданным: ускорение Вселенной
В начале 1990-х годов две разные группы ученых занялись измерением расстояния до сверхновых звезд (см. гл. 3) в надежде определить замедление Вселенной нахождением ее нынешней скорости расширения, которая, по их мнению, должна была падать со временем. Но нашли они не то, что искали: вместо замедления получили ускорение. Ученые были столь удивлены, что, боясь ошибиться, несколько раз перепроверили свои результаты и лишь затем их обнародовали.
Прежде чем приступить к изучению этих данных, посмотрим, что ученые пытались сделать. Ведь, как мы помним, затруднение Хаббла при определении расстояний до удаленных галактик вызывалась тем, что переменные звезды — цефеиды у таких галактик оказывались слишком тусклыми. Поэтому вполне разумно было отыскать более яркие объекты с известной светимостью, после чего вычислить расстояние до них на основе их относительной светимости. При всей яркости сверхновых звезд светимость зависит от их массы. Один вид сверхновых связан со звездой постоянной массы, а поэтому и известной светимости. Подобное происходит, когда белый карлик получает дополнительную массу от звезды — спутника, и этой массы достаточно, чтобы превысить предел для массы белого карлика (в 1,4 раза больше массы Солнца).
Тогда белый карлик взрывается, становясь сверхновой звездой типа Iа. Ввиду своей чрезвычайной светимости сверхновые типа Iа легко различимы в отдаленных галактиках. Такие сверхновые взрываются с одной и той же светимостью, так что расстояние до них можно вычислить, измеряя их видимый блеск: чем он слабее, тем она дальше. Трудность данного подхода связана с тем, что сверхновые типа Iа сохраняют свою максимальную яркость лишь в течение нескольких недель.
В 1998 году в рамках проекта космологии сверхновых звезд Калифорнийского технологического института и Международного консорциума по поиску сверхновых с большой Z[27] [величиной красного смещения] исследовались различные сверхновые типа Iа вблизи максимума их яркости и определялись их расстояния. С помощью метода доплеровского сдвига, впервые предложенного Весто Слайфером, они определили красные сдвиги галактик, где находились сверхновые, и сравнили полученные величины со значениями, получаемыми с применением зависимости Хаббла. Измерения показали, что эти отдаленные сверхновые обладают значительно меньшим блеском, чем указывает зависимость Хаббла. А поскольку свету от вспыхнувших сверхновых пришлось добираться к нам 4–8 млрд. лет, измерения свидетельствовали, что сегодня Вселенная расширяется значительно быстрее прежнего. Иначе говоря, ее расширение идет с ускорением.
На следующий год обнаружили еще более удаленную сверхновую. Оказалось, что это самая далекая из когда — либо наблюдавшихся звезд, и свет от нее шел 11 млрд. лет. Блеск ее оказался выше расчетного. Получалось, что 11 млрд. лет назад происходило замедление ранней Вселенной из-за сил тяготения. Но 4–8 млрд. лет назад она стала ускоренно расширяться, а галактики — разбегаться со всевозрастающей скоростью.
Из этого измерения следовал неумолимый вывод: какова бы ни была причина нынешнего ускоренного расширения Вселенной, оно было менее заметным или даже вовсе отсутствовало на ранней стадии ее эволюции. Оно стало заметным, когда Вселенная миновала пик своей эволюции, и с той поры возраст определяет ее поведение. Такое положение вещей сродни ситуации, когда водитель замедляет скорость при виде красного света светофора, чтобы при появлении зеленого света нажать на газ.
