Судьба Вселенной

Какая судьба ожидает космическое пространство? Что его ждет впереди? Ответ зависит от того, сколько самых разных объектов находится в нем.

Начиная с момента Большого взрыва, наша Вселенная непрерывно расширялась, галактики разлетались во все стороны, а пространство между ними увеличивалось. Но помимо этого галактикам свойственно гравитационное тяготение, заставляющее их притягиваться друг к другу. В случае, когда во вселенной имеется достаточно вещества и темной материи, их совместная гравитация, в конце концов, превысит силы расширения и снова начнет притягивать галактики ближе друг к другу. Эта вселенная претерпит коллапс в «Большом хрусте». Но если во вселенной вещества будет недостаточно, расширение продолжится, постепенно замедляясь, но никогда не прекратится. Третья перспектива состоит в том, что во вселенной достаточно массы, чтобы так или иначе приостановить расширение, но при этом ее недостаточно для того, чтобы привести ее к коллапсу.

У всех трех сценариев есть одно общее: предполагается, что расширение Вселенной в настоящее время замедляется. В середине 1990-х годов две команды астрономов работали над проектом точного определения того, как скорость расширения Вселенной изменилась со временем.

Как мы уже видели в главе 5, вглядываться в далекие объекты означает то же самое, что и смотреть назад во времени. Свет представляет своего рода почтовую открытку, доносящую до нас информацию из прошлого. Чем дальше от нас находится галактика, тем из более далекого прошлого к нам приходит информация вместе со светом. Проведя измерения скоростей далеких галактик, мы сможем узнать, как быстро галактика расширялась в далеком прошлом и сравнить это со скоростью ее расширения в настоящее время. Если Вселенная сейчас замедляется, это значит, что в прошлом расширение происходило стремительнее.

Вместе с тем нам необходимо точно измерить, насколько далеко галактики находятся от нас, если мы хотим узнать, какую точку в истории Вселенной они представляют. Обычные методы определения расстояния, основанные на методах параллакса и цефеид, не работают в случае столь отдаленных областей.

Две команды астрономов нуждались в новой, намного более яркой стандартной свече, называемой сверхновая типа Ia.