Хотя открытие и исследование реликтового излучения склонило множество ученых к модели Большого взрыва, в середине 1960-х годов все еще велись споры относительно значения постоянной Хаббла и явного противоречия между предполагаемым возрастом Вселенной и расчетным возрастом самых старых звезд. В течение последующих лет наблюдения постепенно уточнялись, внося некоторую ясность, однако должно было пройти еще три десятилетия, прежде чем новейшая технология привела к столь же важному прорыву, каким было открытие Хаббла и Хьюмасона. Этой новой технологией стал космический телескоп «Хаббл» (Hubble Space Telescope, HST), позволяющий ученым увидеть Вселенную в недостижимых ранее подробностях и завершить калибровку шкалы расстояний на основе цефеид, начатую самим Хабблом. Важность этого аспекта миссии телескопа подчеркнута коллективом работающих с ним исследователей: они назвали своим ключевым проектом определение значения переменной Хаббла с точностью до 10 % или менее с использованием в целом тех же основных приемов, которые применял Хаббл. Все остальное в работе HST, включая прославившие его великолепные фотографии космических объектов, не столь важно.

Заявленной целью Ключевого проекта было использование измерений расстояний по цефеидам до двух десятков галактик (в каждой из них было изучено множество звезд) для калибровки шкалы расстояний и выяснения значения Н. Это был небыстрый процесс. Каждую цефеиду приходилось изучать сразу на двух длинах волн, чтобы нивелировать затемняющий эффект космической пыли, и каждое из таких наблюдений занимало два оборота вокруг Земли (более трех часов). Затем наблюдения приходилось повторять через несколько недель или месяцев, чтобы выяснить период конкретной цефеиды. Уже после запуска HST в апреле 1990 года в оптике телескопа обнаружился дефект. Его удалось устранить лишь в декабре 1993 года, направив к спутнику миссию с людьми на борту, таким образом, Ключевой проект, по сути, начался лишь в 1994 году. Когда телескоп начал передавать первые результаты и они были донесены до научного сообщества (хотя на их основе еще нельзя было сделать вывод о значении постоянной Хаббла), дискуссии о шкале расстояний во Вселенной вновь оживились. На этом этапе свой скромный вклад в эту историю удалось сделать и вашему покорному слуге.

Первые результаты Ключевого проекта позволяли оценить значение постоянной Хаббла примерно в 80 обычных единиц, но с погрешностью примерно в 20 %, то есть истинное значение могло составлять и 64, и 96. Вспомнив замечание Эддингтона о заурядности Млечного Пути, я с уверенностью заявил коллегам по Сассекскому университету, что если Млечный Путь – лишь обычная спиральная галактика, то наиболее вероятное значение лежит ближе к нижней границе этого диапазона (мое замечание было сделано после семинара по этой теме, ведущий которого настаивал на более высоком значении). Чем больше величина Н, тем ближе должны находиться окружающие галактики и тем мельче оказывается их истинный размер, делая нашу Галактику континентом среди островков.

К моему удивлению, двое коллег, Саймон Гудвин и Мартин Хендри, взялись проверить мою случайную ремарку. Они предложили использовать данные «Хаббла» и другие наблюдения, чтобы узнать, действительно ли Млечный Путь – средняя по размеру спиральная галактика, и если так и окажется, то использовать этот факт для выяснения значения Н. Подробнее об этом проекте я рассказывал в книге The Birth of Time («Рождение времени»), но даже краткое описание будет несложно понять. Сначала, изучив семнадцать ближайших к нам спиральных галактик, расстояния до которых определены достаточно точно (до некоторых по наблюдениям с Земли, до других – с HST), и выяснив их реальные размеры на основе видимых, мы обнаружили, что наша Галактика чуть меньше средней (диаметр Млечного Пути составляет 26,8 килопарсек при среднем показателе 28,3). Надеемся, Эддингтон одобрил бы наши усилия. Затем мы воспользовались данными из каталога RC3 (сокращение от английского названия третьего издания Реферативного каталога ярких галактик), где указаны красные смещения для 3827 спиральных галактик. Используя компьютерное моделирование, мы меняли значение Н и положение галактик относительно Млечного Пути, пока не нашли значение, при котором средний размер тысяч этих галактик не стал равным среднему размеру галактик из нашей местной выборки (17 штук плюс сам Млечный Путь). Значение постоянной Хаббла, к которому мы пришли и которое опубликовали в 1997 году, получилось примерно равным 60. На самом деле наши подсчеты были достаточно грубыми, но самым значимым выводом проекта стало то, что, говоря статистически, шанс, что Н больше 75, равен всего одному к двадцати. Мы точно выяснили, что истинное значение Н лежит ближе к нижней границе диапазона, найденного сотрудниками HST.

Чем больше данных наблюдений за галактиками отправлял на Землю «Хаббл», тем яснее становилось, что по мере уточнения расчетов Ключевой проект приведет к аналогичным выводам. Окончательные его результаты были обнародованы в 2001 году и основывались на данных цефеид и других объектов, откалиброванных с помощью расстояний до этих звезд на дальность до 400 млн парсек (Мпк). Были и другие индикаторы расстояний, откалиброванные по цефеидам, например сверхновые звезды. В итоге удалось прийти к заключению, что метод цефеид, взятый отдельно, дает значение Н = 71 ± 8, а с учетом других измерений, включая данные по сверхновым, выходит 72 ± 8. Так был завершен проект, начатый Эдвином Хабблом более чем за 70 лет до этого. Путь традиционных способов определения Н (и, соответственно, возраста Вселенной) через измерение расстояний до галактик с учетом красных смещений был пройден до конца. В начале XXI века были внесены небольшие уточнения, но они не изменили общей картины.

Впрочем, вы могли заметить, что в полученном значении кроется проблема. Во вселенной Эйнштейна – де Ситтера значение Н = 72 предполагает, что возраст Вселенной составляет около 9 млрд лет – намного меньше, чем у самых старых звезд, как его понимали в то время. К 2001 году стало очевидно, что наша Вселенная просто не соответствует этой модели. Доказательства были получены из различных источников, не в последнюю очередь из спутниковых наблюдений за реликтовым излучением.

Первым спутником Земли, запущенным специально для изучения реликтового излучения еще в 1983 году, стал советский «РЕЛИКТ-1». Он доказал осуществимость подобных миссий, но был недостаточно чувствительным, чтобы подтвердить неоднородность излучения в разных точках неба. А сделать это было необходимо, ведь если излучение действительно было отзвуком Большого взрыва, оно должно хранить следы колебаний ранних дней Вселенной, которая развивалась, порождая галактики, которые мы видим сегодня. К началу 1980-х годов космологов уже тревожила кажущаяся излишняя равномерность реликтового излучения: вытекавшая из нее плоскостность Вселенной – баланс между расширением и сжатием – казалась слишком идеальной моделью. Критическая плотность, необходимая для плоскостности Вселенной, должна меняться со временем (она неодинакова для разных космических эпох). Уравнения Эйнштейна говорят нам, что если вселенная рождена из Большого взрыва и ее плотность чуть-чуть больше необходимой для плоской модели, то это отклонение со временем будет возрастать, поскольку наличие излишней материи станет замедлять расширение и поддерживать высокую плотность пространства. И наоборот, если изначально плотность вселенной чуть меньше критической, эта разница начнет увеличиваться в другую сторону, заставляя материю распределяться все менее и менее плотно. Абсолютная плоскостность – наименее вероятная модель из всех возможных.

Хотя все и раньше знали об этой проблеме, никто не придавал ей большого значения до тех пор, пока Роберт Дикке и Джим Пиблс, два принстонских исследователя, занимавшихся обнаружением реликтового излучения в середине 1960-х годов, в конце 1970-х не привлекли к ней внимание ученых. В попытках объяснить плоскостность современной Вселенной, ранее исследователи пришли к выводу, что плотность во время Большого взрыва должна была составлять не более одной квадриллионной (1/10¹⁵) от критической плотности для того времени. Было очевидно, что этот показатель может сообщить нам нечто важное о рождении Вселенной, но никто не знал, что именно, – вплоть до 6 декабря 1979 года. Алан Гут, молодой исследователь из Корнелльского университета, весной того же года присутствовал на лекции Дикке о проблеме плоской Вселенной. Заинтригованный этой загадкой мироздания, он все время держал ее в голове и старался читать о космологии как можно больше. В октябре он на год переехал в Стэнфорд для работы в Центре линейных ускорителей. Знания о физике частиц стали увязываться в его голове с космологическими данными, и 6 декабря после обсуждения любимой темы с приехавшим из Гарварда Сидни Коулманом его осенило. Он просидел за рабочим столом до утра и в пятницу, 7 декабря 1979 года, внес в записную книжку под громким заголовком «ПОТРЯСАЮЩЕЕ ПРОЗРЕНИЕ» свое действительно важное открытие. Он понимал, что натолкнулся на нечто очень важное.

Гут понял, что при создании Вселенной в первую долю секунды произошел процесс, называемый нарушением симметрии, и в его рамках – фазовый переход, подобный тому, как пар конденсируется в воду и выделяет энергию. Именно мощное выделение энергии запустило процесс стремительного расширения – Гут назвал его инфляцией, буквально «раздуванием», – закончившийся Большим взрывом. (Инфляцию часто включают в понятие Большого взрыва, но важно понимать, что она предшествовала ему.) В процессе этого раздувания размер Вселенной увеличивался по экспоненте, удваиваясь каждую 10⁻³⁸ долю секунды, то есть все в наблюдаемой нами Вселенной «надулось» из некоего первичного состояния в миллиард раз меньше протона до размера баскетбольного мяча примерно за 10⁻³⁰ секунды (при этой скорости за примерно такой же срок теннисный мячик мог бы увеличиться до размеров видимого космоса). И только тогда произошел Большой взрыв. Видимая нами Вселенная столь однородна потому, что она образовалась из столь крохотного состояния, в котором не было условий для разницы плотностей. Эта модель также решает и проблему плоскостности: инфляция уплощает Вселенную таким же образом, как становится плоской поверхность надуваемого шарика или любой другой растущей сферы. Поверхность теннисного мячика, представляющая собой двухмерный объект, обернутый вокруг третьего измерения, явно имеет круглую форму, но если мы надуем его до размеров видимой Вселенной и попытаемся исследовать его поверхность, то никакие измерения не смогут заметить ее отклонение от плоскостности. То же происходит и с реальной Вселенной (только в трех, а не в двух измерениях). Само же первичное состояние в рамках этой модели может объясняться так называемой квантовой флуктуацией – небольшим искажением ткани пространственно-временного континуума, которое не успело исчезнуть и подверглось инфляции.

В довершение всего во время инфляции в зарождающейся Вселенной возникают новые квантовые флуктуации, которые тоже подвергаются инфляции, оставляя рябь на структуре материи, с которой затем происходит Большой взрыв. Эта рябь, часто именуемая анизотропией, становится зачатком таких структур, как галактики (точнее, скопления и сверхскопления галактик), и она должна была оставить свой след в реликтовом излучении. Если попытаться отследить историю Вселенной, основываясь на флуктуациях наблюдаемого сегодня излучения, надо ориентироваться на разницу в температуре этого излучения в разных частях неба. Она составляет примерно одну стотысячную часть, то есть для температуры около 2,7 К колебания составят ±0,00003 К. Если же идти от теории инфляции, можно предсказать, где именно на небе будут видны следы этих «раздутых» квантовых флуктуаций. Инфляция должна была оставить на небосклоне явный отпечаток, если только у нас есть достаточно точные датчики, чтобы уловить его. Неудивительно, что «РЕЛИКТ-1» (кстати, «РЕЛИКТ-2» так и не был запущен) не сумел зафиксировать эти тончайшие отклонения. Но уже у следующего спутника, запущенного для изучения реликтового излучения, были более чувствительные датчики.

Спутник COBE (COsmic Background Explorer – исследователь космического фона) был запущен НАСА в ноябре 1989 года. Даже небольшие по масштабу радиочастотные датчики удобнее размещать на орбите, а не вести наблюдения с Земли: так проще устранить помехи от газа и пыли Млечного Пути. На коротких длинах волн (вплоть до инфракрасных) эти помехи слабее, но там вступают в игру водяные испарения, наполняющие нашу атмосферу. Они мешают излучению достичь поверхности Земли. Поэтому спутники наблюдения приобретают в чувствительности намного больше того, что теряют, уменьшившись в размерах относительно земных телескопов. (Кстати, по той же причине обсерватории располагают на вершинах гор, либо в холодном сухом воздухе Антарктики, либо поднимают аппаратуру на воздушных шарах.)

Первые наблюдения COBE показали, что спектр реликтового излучения представляет собой кривую излучения идеального черного тела, соответствующего температуре в 2,725 К. Результаты были представлены на встрече Американского астрономического общества 13 января 1990 года. Когда Джон Матер, основатель проекта СОВЕ, открыл слайд, демонстрирующий впечатляющую согласованность теории и наблюдений, аудитория разразилась овацией. Но это было лишь начало. Предстояло проделать большую, трудоемкую работу.

На сканирование всего неба у датчиков на спутнике ушло больше года: каждый из трех приборов произвел 70 миллионов измерений. На анализ полученных данных и объединение измерений в единую карту неба, отображающую колебания температуры реликтового излучения, коллективу проекта понадобилось несколько месяцев. Наконец в 1992 году они объявили, что такие колебания действительно существуют: самые «горячие» точки неба на три стотысячных градуса теплее, а «холодные» холоднее среднего. Эти колебания однородны: например, нельзя сказать, что крупные горячие точки теплее малых, и так далее. Наблюдения в точности соответствовали предсказаниям о виде и размере тех флуктуаций, которые должны были отпечататься на Вселенной в момент инфляции, доказывая присутствие в первый период существования Вселенной небольших неоднородностей в плотности материи (из которых затем образовались скопления галактик). Вселенная оказалась не такой уж и идеальной. Что же еще могли обнаружить исследования реликтового излучения? Успех миссии СОВЕ спровоцировал ряд нацеленных на более подробное изучение экспериментов на земле, в стратосфере и космосе. Но подобные проекты всегда занимают много времени: так, Матер задумал СОВЕ еще в 1974 году, всего через десять лет после открытия реликтового излучения и за пятнадцать лет до реального запуска спутника. Поэтому за время планирования проектов наши представления о Вселенной порой успевали измениться.

Астрономы (по крайней мере, некоторые из них) еще с 1930-х годов знали, что далеко не все во Вселенной подвластно нашему зрению. Но лишь в конце XX века они поняли, что на самом деле то, что мы можем увидеть и из чего состоим мы сами, так называемая барионная материя, составляет лишь незначительную часть Вселенной.

В 1930-х голландский астроном Ян Оорт изучал движение звезд в пределах Млечного Пути и нашел свидетельства того, что материя в нем далеко не ограничивается той видимой, из которой состоят звезды. Светила, подобные Солнцу, движутся по приближенным к окружности орбитам вокруг центра Галактики, внутри диска Млечного Пути, сдвигаясь в рамках этих орбит то кверху, то книзу, иногда выходя из основной массы галактики и возвращаясь в нее. Движение отдельных звезд нельзя изучать на протяжении тысяч лет, но, как обычно, можно попытаться сделать это с помощью статистики распределения звезд и их скоростей. А эта статистика говорит о том, что движение ярких звезд определяется не только притяжением других светил, но и некой невидимой, темной материи. В 1930-е годы никто не придал этому большого значения, поскольку предполагалось, что между звездами много газа и пыли. Но сейчас мы знаем, что этот тип темной материи, по сути близкий к тому, из чего состоим мы (барионная материя – то же, что атомная, то есть включающая протоны, нейтроны и электроны), имеет примерно ту же массу, что и все яркие звезды в Галактике. Но даже эта масса недостаточна для объяснения движения звезд Млечного Пути.

Проводя исследования в намного более крупном масштабе, швейцарский астроном Фриц Цвикки, работавший в те же годы в Калтехе, получил доказательства существования темной материи путем изучения скоплений галактик. Массу можно предсказать по яркости галактики, а та зависит от числа входящих в нее звезд. Сложив массы галактик, получаем массу всего скопления. Скорости взаимного движения отдельных галактик в скоплении определяются по доплеровскому эффекту (за вычетом космологического красного смещения для всего скопления). Цвикки указал, что во многих скоплениях галактики движутся быстрее, чем допустимо для поддержания единства скопления с помощью гравитации. Такие скопления давно, еще в начале существования Вселенной, должны были разлететься на отдельные галактики; видимо, их держит вместе большое количество также невидимой темной материи, содержащейся в скоплении. И вновь никто (кроме самого Цвикки) не задумывался над этим открытием до самых 1960-х годов. Даже в то время, когда я был студентом, ученого все еще считали несколько одержимым темной материей, хотя его работы по другим темам были весьма авторитетны. Это объясняется тем, что вплоть до 1960-х годов модель Большого взрыва не была общепризнанной. Кроме того, считалось, что причиной обнаруженных Цвикки явлений могут оказаться невидимые, но привычные объекты, например тусклые звезды – коричневые карлики, облака газа или многочисленные планеты типа Юпитера. Однако по мере признания теории Большого взрыва и особенно после выяснения Хойлом и коллегами деталей ядерного синтеза в его рамках во второй половине 1960-х ситуация начала меняться.

Количество образованных во время Большого взрыва гелия и дейтерия связано с его температурой (она определена по особенностям реликтового излучения), плотностью барионов в тот момент и скоростью расширения и остывания Вселенной в процессе ядерного синтеза. И наоборот, измерив пропорции этих элементов в звездах в наши дни (что очень непросто!), можно выяснить плотность барионов в Большом взрыве. Эти вычисления были проведены, и ученые обнаружили, что плотность барионной материи намного ниже, чем критическая плотность, необходимая для поддержания плоскостности Вселенной. В тот момент эти данные сочли свидетельством того, что Вселенная открыта и будет расширяться вечно. Многие космологи не были готовы признать, что может существовать другой, небарионный, вид материи и что, возможно, именно он определяет поведение Вселенной. Но уже начиная с 1970-х годов стали появляться доказательства того, что все обстоит именно так. Исследования вращения других спиральных галактик показали, что все они удерживаются темной материей. Компьютерные симуляции формирования галактик в расширяющейся Вселенной демонстрируют, что для создания гравитационных «долин», в которые, подобно горным потокам, могли устремиться барионы, образуя звезды и галактики, необходимо огромное количество темной материи. Без такого вещества, получившего название холодной темной материи, барионы оказались бы разбросаны по расширяющейся Вселенной, и никогда не соединились бы, и не могли бы образовать ни звезды, ни нас самих. Появлялось все больше данных (не считая теории инфляции), что Вселенная все-таки плоская. К середине 1980-х стало ясно, что темная материя определяет ее поведение и что мы никогда не видели по меньшей мере 90 % всего, что нас окружает, и минимум 90 % всего мироздания состоит вовсе не из того, из чего мы сами.

Оказалось, что даже холодной темной материи (ХТМ) недостаточно, чтобы объяснить внешний вид Вселенной. Я не стану вдаваться в подробности: достаточно будет одной детали, чтобы понять причины открытия, привлекшей внимание к проблеме не только космологов, но и самой широкой аудитории. Эта деталь – барионная катастрофа.

Барионной катастрофой называется одна из загадок физики. Исследования горячего газа в скоплениях галактик показывают, что отношение барионной к темной материи во Вселенной слишком велико, чтобы допустить существование точно такого количества всех видов материи, которое в своей совокупности соответствует модели простейших версий инфляции и плоской модели пространственно-временного континуума.

Точно установлено, что большая часть материи во Вселенной находится в некой невидимой для нас форме. Теоретики с радостью углубились в сложные математические модели и сыплют названиями вроде холодной, горячей, смешанной темной материи, а также слабовзаимодействующих массивных частиц, однако практические наблюдения постепенно обнаруживают весьма неудобную правду. Во Вселенной, безусловно, присутствует темная материя, но, возможно, ее меньше, чем предполагают некоторые популярные модели. Не исключено, что Вселенная состоит не только из материи, как бы необычно это ни выглядело.

Классическая модель Большого взрыва (включая идею инфляции, предполагающую фазу стремительного расширения за первую долю секунды существования Вселенной) предполагает, что Вселенная содержит количество материи, близкое к критическому, необходимому для плоскостности пространственно-временного континуума и предотвращения ее вечного расширения. Однако теория образования легких элементов в начале существования Вселенной (первичного ядерного синтеза) ограничивает плотность обычных барионных частиц (протонов, нейтронов и других) до примерно одной двадцатой этой критической массы. Остальное – подавляющее большинство массы Вселенной – состоит (в классической модели) из какого-то вида небарионного вещества – экзотических частиц с названиями вроде аксионов. Эти частицы никогда не фиксировались непосредственно, хотя их существование предсказывается классическими теориями физики частиц. В наиболее вероятной модели Вселенной с ХТМ гравитационное влияние темных частиц на барионные формирует космические структуры по мере развития Вселенной.

Доказательства существования темной материи находятся в наблюдениях разного масштаба. В нашей Галактике Млечный Путь невидимой материи как минимум столько же, сколько содержится в видимых звездах. Наблюдения за гравитационным искривлением лучей звезд в Магеллановых облаках заставляют предположить, что этот конкретный компонент темной материи может оказаться барионным: либо крупные планеты, либо тусклые звезды с низкой массой (коричневые карлики). Есть также доказательства наличия вокруг галактик обширных гало из темной материи, основанных на скорости, с которой звезды и газовые облака облетают внешние части их дисков, но и здесь это может доказать барионное вещество. В каждом конкретном случае предполагать наличие ХТМ нет необходимости.

Тем не менее нет и оснований считать, что содержимое галактик аналогично содержимому всей Вселенной. При первом коллапсе протогалактики она должна была содержать универсальное сочетание барионной (в виде горячего ионизированного газа) и темной материи. Эта материя холодна в том смысле, что отдельные ее частицы движутся медленно по сравнению со скоростью света, однако, как и барионное вещество, они обладают достаточной энергией, чтобы создать давление, заставляющее их распределяться по значительному пространству космоса. Барионы теряют энергию из-за электромагнитного излучения и очень быстро остывают; теряя термальную поддержку, барионный компонент облака попадает в центр протогалактического гало и формирует современную галактику. Это заставляет неспособную остыть (не испускающую электромагнитные лучи) темную материю распространяться на значительно большее пространство.

Таким образом, чтобы найти наиболее типичную смесь материи, нам нужно обратить внимание на крупные и не так давно сформировавшиеся структуры, в которых еще не произошло значительное остывание. Это скопления галактик. Классическое крупное скопление может содержать около тысячи галактик. Они компенсируют силу притяжения скоростью движения, которая может достигать более чем тысячи километров в секунду и измеряется с помощью доплеровского эффекта, образуемого движением и смещающим характеристики спектра к красному или синему краю. (Оно не зависит от красного смещения, вызванного расширением Вселенной, которое при расчетах следует вычитать.) Сбалансировав кинетическую энергию галактики и потенциальную энергию ее гравитации, можно вычислить ее общую массу. Фриц Цвикки, впервые сделавший это в 1930-х годах, пришел к удивительному для тех лет выводу, что галактики составляют лишь небольшую часть общей массы Вселенной. Это было столь необъяснимо, что на протяжении ряда десятилетий астрономы просто игнорировали открытие Цвикки.

Не располагая экспериментальным опытом в физике частиц или доступными сегодня космологическими моделями, не принявшие всерьез наблюдения Цвикки астрономы могли бы счесть логичным, что эта недостающая материя есть не что иное, как горячий газ. Однако этот вывод сделан не был, вероятно, потому, что в то время еще не существовало способов обнаружить такой газ в условиях космоса. Частицы газа движутся со скоростями, сопоставимыми со скоростью галактик, то есть температура такого газа составляет около 100 млн градусов. При таких условиях от атомного ядра должны улететь все электроны, кроме наиболее тесно связанных с ним, и сформироваться положительно заряженные ионы. Такой ионизированный газ испускает преимущественно рентгеновские лучи, вбираемые атмосферой Земли. Только после запуска спутниковых обсерваторий для изучения рентгеновского излучения космоса в 1970-х годах удалось обнаружить, что скопления галактик представляют собой очень активные источники таких лучей, и понять, что горячий газ, или межгалактическую среду, невозможно игнорировать.

Межгалактическая среда оказалась очень важным компонентом скоплений галактик. Она содержит больше материи, чем сами галактики, а отслеживать гравитационное поле и, следовательно, общую массу скопления на основе ее температуры и пространственного распределения можно намного точнее, чем на основе данных одних галактик. Чтобы получить общую массу газа, нужно взглянуть на уровень излучения. Источник этого излучения – столкновения противоположно заряженных частиц (ионов и электронов), поэтому его уровень пропорционален квадрату плотности газа. Мы наблюдаем только спроецированное излучение, как если бы скопление галактик было раздавлено о небосклон, однако исходя из сферической симметрии относительно несложно «вывернуть» наблюдения и выяснить изменение плотности по мере удаления от центра скопления. Газ распространяется на расстояния, значительно превышающие размеры галактик, и порой отслеживается на расстояниях в несколько миллионов световых лет от центра скопления. Хотя в центре скопления доминируют галактики, газа в нем минимум в три раза больше (мы можем сомневаться в массе галактик, но не в массе газа). Однако даже массы газа и галактик не дают в совокупности общей массы скопления, иными словами, в нем содержится множество темной материи. Ее давление удерживает горячий газ от гравитационного коллапса в скоплении. Чтобы понять, по какому принципу падает давление при удалении от его центра, нам надо знать изменение температуры. Обычно считается, что газ изотермичен (то есть имеет одинаковую температуру по всему скоплению). Это соответствует как наблюдениям, так и числовым симуляциям, которые демонстрируют незначительные изменения как температуры газа, так и скоростей галактик независимо от положения внутри скопления. Бывает, что во внешних частях скопления температура газа все-таки падает, и это снижает оценку его массы.

Опубликованное в 1995 году исследование Дэвида Уайта и Энди Фабиана из Института астрономии Кембриджского университета содержит анализ данных космической обсерватории «Эйнштейн» для девятнадцати ярких скоплений галактик. Ученые сравнили массу газа с общей массой скопления и сделали вывод, что газ оставляет от 10 до 22 % всей массы таких объектов, в среднем примерно 15 %. Прибавляя массу галактик, получим дополнительно 1–5 % (от общей массы). Таким образом, общий барионный состав скоплений намного больше, чем 5 %, предсказанные классической моделью ХТМ для плоской Вселенной. Темная материя все равно нужна (к облегчению ученых, занимающихся физикой частиц), но ее всего в пять, а не в двадцать раз больше, чем барионной. Поскольку модели Большого взрыва предполагают, что барионное вещество может составлять лишь 5 % критической плотности, то при условии, что распределение вещества в скоплениях галактик характерно для Вселенной в целом, общая плотность составляет всего лишь примерно 30 % от критической плотности, даже с учетом темной материи. Другими словами, ХТМ впятеро больше, чем барионов. Чтобы удержать общий показатель плотности на высоком уровне, придется допустить, что барионы составляют значительно больший процент во Вселенной, но это запрещено принципами первичного ядерного синтеза.

Как разрешить эту проблему? Во времена написания книги Companion to the Cosmos между астрономами все еще велись оживленные дебаты о точном значении постоянной Хаббла. В приведенном выше подсчете я предположил, что она равна 50 км в секунду на Мпк, то есть находится ближе к нижнему концу диапазона, что соответствует большой и старой Вселенной.

В космологических моделях по мере понижения значения постоянной Хаббла барионный компонент повышается. Но предполагаемая доля барионов, образуемых в результате первичного ядерного синтеза, увеличивается еще больше, таким образом, несоответствие между ними сокращается. Если снизить постоянную Хаббла достаточно сильно, можно добиться приведения этих параметров к балансу, но задолго до этого момента показатель барионности дойдет до единицы. Поскольку подняться выше 100 % от массы Вселенной барионная материя не может, этот аргумент можно не рассматривать и установить, что показатель постоянной Хаббла не может быть ниже примерно четырнадцати в обычных единицах. Но даже в 1996 году никто из известных мне ученых не решился бы на такую крайность.

Итак, необходимо было отказаться от какой-то из привычных характеристик модели, считавшейся тогда классической. Вероятно, наименее важной из них было то, что темная материя должна быть холодной. Горячая темная материя, состоящая из частиц (например, нейтрино), возникших в результате Большого взрыва и имеющих скорости, близкие к световой, не способна кластеризоваться: частицы не успевают устанавливать связи. На первый взгляд кажется, что огромные объемы такой материи могут заполнять пространство между скоплениями галактик и превосходить их в массе. Однако горячая темная материя не может составлять более одной трети всей темной материи, поскольку ее взаимодействие с барионным веществом замедляет и отодвигает во времени возникновение таких структур, как галактики и скопления, что противоречит наблюдаемому количеству удаленных (старых) радиогалактик и квазаров.

Ученые также пытались развивать идею неклассического ядерного синтеза, например, допускали различную концентрацию барионной материи в разных точках космоса. Это позволило бы несколько повысить верхний предел процента барионов во Вселенной, но такие модели несовершенны и не настолько работоспособны, как классическая.

Итак, к середине 1990-х осталось два простых и вероятных объяснения ситуации. Первое – массовая плотность Вселенной действительно намного меньше критической. Если верить наблюдениям, Вселенная может содержать 5 % барионного вещества (по массовой плотности) и примерно 30 % от критической плотности в виде всех форм материи вместе (то есть темной материи примерно в пять раз больше, чем барионной). Сами барионы представлены преимущественно горячим газом в скоплениях галактик (треть от всего объема) и непосредственно галактиками (две трети). Оставшееся содержимое Вселенной может оказаться преимущественно холодной темной материей – возможно, с небольшими вкраплениями горячей. В этом случае постоянная Хаббла может составлять больше 50, что соответствует данным Ключевого проекта HST и измерениям СОВЕ. Однако это означает, что Вселенная не плоская, и противоречит идее инфляции.

Второе объяснение исследователям было известно давно, но не слишком нравилось. Как я писал в 1996 году, «если космологи желают сохранить идею пространственно плоской Вселенной, предсказанной теориями космической инфляции, им придется вернуться к использованию космологической постоянной». Не успел я дописать книгу, как появились реальные доказательства существования космологической постоянной, поразившие ученых (ничего не знавших о моих предсказаниях).

Две группы исследователей, сделавших новое открытие, изучали далекие области Вселенной, а именно сверхновые звезды с очень значительным красным смещением. Предыдущие наблюдения галактик, достаточно близких к нам для оценки расстояний другими методами, позволили откалибровать яркость класса сверхновых, известных как Sn1a (сверхновая типа 1а), имеющих примерно одинаковую истинную яркость. Предполагается, что причина этого – их формирование из белых карликов, которые постепенно набирают массу (видимо, от компаньона по двойной звезде), становясь все тяжелее, до достижения каждой из них одной и той же критической массы (независимо от изначального масштаба звезды). В этой точке давление внутри светила запускает неконтролируемую ядерную реакцию, выделяющаяся энергия срывает внешние слои звезды и на небольшой промежуток времени заставляет ее сиять примерно как четыре миллиарда Солнц. Для космолога сам механизм взрыва сверхновой не так важен, как то, что все сверхновые типа 1а обладают одинаковой яркостью, то есть могут быть использованы как стандартные свечи. Видимая яркость сверхновой типа 1а указывает на расстояние до нее и, соответственно, может быть изучена в контексте красного смещения.

Во второй половине 1990-х годов два больших коллектива исследователей (объединявших по несколько десятков ученых, работавших в разных точках мира) стремились с помощью имеющихся технологий (лучших наземных и спутниковых телескопов, современных датчиков CCD, мощных компьютеров) как можно лучше картировать распределение в пространстве самых тусклых и удаленных из видимых сверхновых и, следовательно, распределение галактик, в которых они находятся. Поскольку красное смещение обозначается буквой z, один из коллективов назвал себя High-z Supernova Search Team («Команда поиска сверхновых с высоким z»), во главе стояли Брайан Шмидт (Австралийский национальный университет) и Адам Рисс (Университет Джона Хопкинса). Им противостояла группа Supernova Cosmology Project («Проект космологии сверхновых») под руководством Сола Перлмуттера (Калифорнийский университет, Беркли). Полученные выводы были столь масштабны, что факт параллельного проведения исследований двумя коллективами пошел на пользу: совпадение результатов заставило научный мир поверить в них.

Сверхновые звезды типа 1а редки. В типичной галактике вроде Млечного Пути за тысячу лет взрываются две-три такие звезды. Но, сфотографировав десятки участков неба, в каждом из которых содержатся сотни тусклых галактик, оба коллектива гарантированно могли застать несколько таких случаев. Если принять, что в одной галактике за тысячу лет появляются две сверхновых, то, изучив 50 тысяч галактик, можно с уверенностью ожидать увидеть примерно 100 взрывов в год. Это позволит изучить Вселенную на очень значительных дистанциях, что из-за ограниченности скорости света предполагает ее изучение в отдаленной исторической перспективе. Ученые рассчитывали, что среди прочих полученные данные можно будет использовать для измерения степени замедления расширения Вселенной по мере влияния гравитации на ускорение, приданное ей Большим взрывом.

Результаты обоих исследований начали публиковаться в 1998 году: среди них были данные по сверхновым, вспыхнувшим в период, когда Вселенной было примерно вдвое меньше лет, чем сейчас. К удивлению обоих научных коллективов, у них получилось, что галактики, в которых расположены далекие сверхновые, удаляются от нас с меньшей скоростью, чем предполагаемая их красным смещением (если исходить из того, что постоянная Хаббла всегда имела значение, определенное на основе данных более близких к нам галактик). Иными словами, в прошлом Вселенная расширялась не быстрее, чем сейчас, а медленнее – этого никто не ожидал. Если она расширялась медленнее, то достичь современного состояния она должна была за более долгий, чем ранее предполагалось, промежуток времени. Другими словами, данные сверхновых говорят, что возраст Вселенной значительно больше 9 млрд лет. Насколько больше, об этом должно было сказать новое поколение спутниковых телескопов.

Если в прошлом Вселенная расширялась медленнее, значит, сейчас она расширяется быстрее. «Расширение Вселенной ускоряется» – именно так выглядели заголовки массмедиа после публикации выводов исследования. Что-то толкает Вселенную изнутри с силой, которая (почти наверняка) достаточна, чтобы превозмочь гравитацию и заставить ее расширяться вечно и все быстрее. Это что-то получило название темной энергии.

Самое простое объяснение этого понятия сводится к тому, что темная энергия есть воплощение космологической постоянной, лямбды (Λ). Если она действительно постоянна и имела одно и то же (небольшое) значение с момента Большого взрыва, то в каждом кубическом сантиметре пространства всегда должно было содержаться одно и то же количество темной энергии. «Новая» темная энергия создается по мере расширения Вселенной, чтобы заполнить возникающее дополнительное пространство. Кажется, мы это уже где-то слышали?.. С математической точки зрения это та же идея, от которой отказался Эйнштейн и которую развивал Фред Хойл в виде космологии полей творения (C-field), только С в уравнениях надо будет заменить на Λ и принять, что плотность материи по мере расширения Вселенной сокращается, а плотность темной энергии остается стабильной. Темная энергия придает космосу некую упругость, толкая его наружу, а гравитация стягивает его обратно. Поначалу, сразу после Большого взрыва, сила притяжения имеет преимущество, потому что темной энергии еще не так много. Это замедляет расширение Вселенной. Но плотность темной энергии сохраняется независимо от сокращения плотности материи, и это ослабляет действие гравитации. В какой-то важный момент, миллиарды лет назад, темная энергия пересилила, и с этого времени расширение Вселенной ускорилось.

Но это еще не все. Эйнштейн учил, что материя и энергия – одно и то же. Имеющаяся во Вселенной темная энергия с точки зрения гравитации выступает подобно материи, несмотря на пружинистость, сообщаемую ею космосу. Грубо говоря, количество темной энергии, необходимое для объяснения наблюдаемой ситуации, в гравитационном плане должно быть примерно вдвое больше, чем количество материи (барионной и темной вместе) во Вселенной. Если Вселенная все-таки плоская и примерно одну треть из ее содержимого составляет материя, а две трети – темная энергия, связанная с космологической постоянной, то все сходится и никакой барионной катастрофы не существует. В 2011 году руководители обоих научных коллективов получили за свою работу Нобелевскую премию. В официальной аннотации к премии говорится: «Открытие стало полной неожиданностью даже для самих лауреатов». Однако оно не стало полной неожиданностью для космологов, которые уже поняли, что космологическая постоянная все-таки пригодится науке.

Это открытие стало той недостающей деталью головоломки, которая позволила сложить принятую ныне классическую космологическую модель, получившую название ΛCDM (лямбда-си-ди-эм, от космологической постоянной и холодной темной материи – cold dark matter), поскольку в нее входят оба понятия. История космологических изысканий первых пятнадцати лет XXI столетия стала историей довольно успешных попыток уточнить параметры этой классической модели, в том числе возраст Вселенной. Этим мы во многом обязаны экспериментам, проведенным на борту двух спутников, известных как WMAP и «Планк».

Мысль о том, что всего примерно 5 % Вселенной состоит из знакомой нам барионной материи, еще около 25 % приходятся на долю холодной темной материи, которая не похожа ни на что известное нам, а все остальное имеет форму темной энергии, не укладывается в головах даже у тех, кто вроде меня думал о космосе с детства. Иногда меня спрашивают, почему раньше никто ничего подобного не замечал? В таких случаях лучшее, что я могу сделать, – это записать на доске, насколько мало темной энергии содержится в каждом кубическом сантиметре пространства.

Материя не распределена по Вселенной равномерно, а образует сгустки, из которых формируются галактики, звезды и люди. Но поле Ʌ однородно и эквивалентно 10⁻²⁷ грамма на кубический сантиметр, причем это не сантиметр пустого пространства, а любой кубический сантиметр во Вселенной. Существующие в настоящий момент технологии не позволяют уловить столь микроскопический уровень энергии. В объеме всей нашей планеты содержится количество темной энергии, примерно равное количеству электроэнергии, которое расходовал средний гражданин США за год в начале XXI века. В сфере, имеющей размер Солнечной системы вплоть до орбиты Урана, столько темной энергии, сколько электромагнитной энергии (тепла и света) излучает Солнце за пару часов. Чтобы прочувствовать влияние космологической постоянной, нужно мыслить в масштабах всей Вселенной, и здесь нам на помощь приходят спутники.

Наблюдения за реликтовым излучением могут указать нам на момент, когда Вселенная стала прозрачной и электромагнитные лучи начали свободно проникать через космос. Это произошло чуть менее чем через 400 тысяч лет после той доли секунды, в которую произошла инфляция. До этого момента Вселенная была столь горячей, что нейтральные атомы не могли существовать и кругом было море заряженных частиц – электронов и ядер (преимущественно водорода и гелия), взаимодействовавших с электромагнитным излучением. Помимо всего прочего, такие взаимодействия зафиксировали открытые СОВЕ квантовые флуктуации; эти первичные случаи анизотропии сохранились во время инфляции, в первую долю секунды жизни Вселенной. Когда она остыла примерно до нынешней температуры Солнца (около 6000 К), смогли образоваться незаряженные атомы и излучение начало распространяться беспрепятственно. По той же причине внешней частью Солнца при этой температуре испускается электромагнитное излучение, образующее его видимую поверхность. В случае с Вселенной место, где это происходит, получило название «поверхности последнего рассеяния». Неоднородности в излучении были, однако, результатом не только анизотропии, сохранившейся в результате инфляции. Излучение не оставалось без влияний в период между инфляцией и последним рассеянием. То, как в первые несколько сотен тысяч лет существования Вселенной по ней распределялась материя, оставило после себя небольшой след в виде вторичных флуктуаций реликтового излучения. Этот след невелик и не составляет даже одной стотысячной от первичных флуктуаций, но вдохновленные успехом СОВЕ ученые решили попытаться измерить его, чтобы лучше понять происхождение и эволюцию Вселенной.

Истинная природа этих случаев анизотропии – флуктуаций – определяется соотношением двух противоречащих друг другу явлений расширяющейся Вселенной. Концентрированные множества барионов (по сути, находящиеся внутри объемов темной материи, которая, впрочем, не взаимодействует с электромагнитным излучением) образуют гравитационное сжатие и усугубляют проявления анизотропии. Но пока материя достаточно горяча, чтобы взаимодействовать с электромагнитным излучением, быстро движущиеся фотоны (частицы электромагнитного излучения) имеют тенденцию к разглаживанию неоднородностей в распределении барионов. Противостояние этих двух явлений приводит к таким эффектам, как барионные акустические осцилляции (БАО). Это своеобразные волны давления (звука) в веществе юной Вселенной. Из-за взаимного влияния материи и излучения одни длины волн усиливаются, а другие затухают. Получающаяся комбинация длин волны несет в себе множество данных о Вселенной, если человек в состоянии ее интерпретировать.

Для интерпретации нужно найти способ выяснить, какие длины волн присутствуют в реликтовом излучении и насколько они интенсивны. К счастью, у астрономов как раз есть подходящий для этого инструмент. Техника, позволяющая распутать различные регулярные вариации, соединенные в сложный узор, называется анализом энергетического спектра. Она работает почти безупречно, если такой сложный узор действительно состоит из комбинации простых. Так, если на гитаре взять аккорд, каждая из шести струн будет звучать своей нотой, что создаст кажущееся сложным сочетание волн давления, которое мы воспринимаем как особый звук. Этот звук можно записать с помощью микрофона, перевести в электрические сигналы и вывести, например, на экран компьютера в виде запутанного нагромождения осциллограмм. Анализ энергетического спектра способен разобрать эту путаницу на отдельные ноты, взятые на каждой струне. Он также определит, насколько громкой была каждая нота (насколько интенсивен каждый компонент спектра). Если датчик реликтового излучения достаточно чувствителен, то «аккорды», формируемые этим микроволновым излучением, можно проанализировать аналогичным образом и определить, какие «ноты» играли в момент фиксации узора БАО на поверхности последнего рассеяния, когда материя «развязывалась» с электромагнитным излучением.

Из осцилляций можно извлечь много интересного. Если провести другую аналогию и уподобить флуктуации нотам, производимым трубами церковного органа, то можно сказать, что физик может по ним узнать многое о строении органа (например, длину труб), не видя самого инструмента. Энергетический спектр реликтового излучения обычно выглядит как график, на котором отложено количество энергии в разном масштабе (для осцилляций разной интенсивности): более крупные левее, мелкие правее. Пиковые значения графика соответствуют точкам с мощными осцилляциями, «провалы» – со слабыми. На графике бывает один крупный пик и, правее, постепенно сходящий на нет ряд мелких. Первый пик не удавалось уловить даже СОВЕ, хотя в последующие годы он с достаточной точностью отмечался приборами, поднимаемыми на воздушных шарах, и некоторыми наземными наблюдениями. К 2000 году положение главного пика отслеживалось уже очень хорошо, и из него можно было сделать вывод о кривизне Вселенной и получить важнейшее доказательство того, что Вселенная плоская, а также засвидетельствовать ее плотность и существование темной материи и темной энергии. Теоретики знали, что соотношение высоты первого и второго пиков может сказать нам о том, какой процент материи на самом деле барионный (независимо от доводов вроде тех, что базируются на «барионной катастрофе»), а в третьем содержится информация о плотности темной материи. Но у СОВЕ не было нужной чувствительности, чтобы узнать об этих пиках больше, и даже аппаратура на воздушных шарах давала только грубые ориентиры (эксперименты с ней задействуют не все небо; к тому же шары не могут работать так долго, как спутники). Все, что можно было сделать, – это объединить самые точные измерения мелких случаев анизотропии, которые удастся сделать с Земли и шаров (на отдельных участках неба), с точными измерениями крупных проявлений анизотропии во время исследований всего неба. И тут появилось новое поколение спутников.

Первым из таких спутников стал WMAP (дабл-ю-мэп – от первой буквы фамилии Wilkinson и английского слова «карта»), запущенный 30 июня 2001 года. Изначально MAP расшифровывалось как Microwave Anisotropy Probe (зонд микроволновой анизотропии), но в 2003-м к сокращению добавили W в честь умершего незадолго до этого Дэвида Уилкинсона, одного из руководителей проекта. Миссия была запланирована в 1995 году, одобрена в 1997-м и готова к 2001-му – скорость развития событий доказывает ее важность и то, насколько успех СОВЕ активизировал эту область исследований. Датчики WMAP были в 45 раз чувствительнее датчиков СОВЕ: они могли «разглядеть» объекты с угловым размером в 35 раз меньше, чем их предшественники, то есть всего в одну пятую градуса, примерно треть видимого размера полной Луны. WMAP к тому же мог проводить наблюдения на пяти длинах волн. Изначально планировалось использовать его два года, но он показал себя так хорошо, что исследования были продлены еще и еще раз и в итоге спутник проработал девять лет. После завершения работ в 2010 году он был перемещен на орбиту захоронения, где находится и поныне, не мешая работе следующих поколений спутников и совершая оборот вокруг Солнца 14 раз за 15 лет.

Уже с самого начала наблюдений WMAP превзошел все ожидания. Данные со спутника четко указывали на возраст Вселенной в 13,4 ± 0,3 млрд лет при значении постоянной Хаббла в 72 ± 5, с менее чем 5 % от массы Вселенной в виде барионов и общей массе материи примерно в 28 % от необходимой для плоскости Вселенной (то есть на долю темной энергии приходятся 72 %). Узор флуктуаций в целом совпал с прогнозом по инфляции.

Когда данные WMAP были сопоставлены с измерениями из других источников, в том числе с воздушных шаров, космологические параметры удалось еще больше уточнить, и по мере накопления объема наблюдений WMAP результаты продолжали сужать допуски. Одно из важнейших дополнительных измерений было сделано при изучении галактик, которое показало влияние БАО на распределение по небу миллионов звездных миров. По итогам девяти лет работы с WMAP его данные без учета других наблюдений указывали на возраст Вселенной, равный 13,74 ± 0,11 млрд лет, значение Н, равное 70,00 ± 2,2, барионную плотность 4,6 %, плотность ХТМ 24 % и массовую долю темной энергии 71 %. Эта оценка Н полностью независима от традиционной, основанной на методе цефеид. Совпадение (в пределах погрешности) этих результатов стало поразительным подтверждением того, что вся модель ɅCDM достоверно описывает Вселенную. Чтобы доказать это, добавлю, что кривизна пространства была уточнена в пределах 0,4 % от полной плоскостности. Учет данных от других видов наблюдений корректирует эти величины очень незначительно: возраст Вселенной повышается до 13,772 ± 0,059 млрд лет. …Но когда срок работы WMAP истек, на орбиту был выведен новый спутник – «Планк», запущенный Европейским космическим агентством. Он продолжил сужать рамки погрешностей.

Спутник «Планк», названный в честь первооткрывателя природы излучения черного тела, был одним из двух чрезвычайно успешных спутников, выведенных на орбиту одной ракетой «Ариан-5» 14 мая 2009 года. Первое предложение по созданию этого спутника поступило в ESA в 1993 году (за два года до подачи идеи WMAP в НАСА), таким образом, на всю подготовку проекта ушло шестнадцать лет. Столь тщательный подход вылился в создание очень чувствительного спутника с самой передовой аппаратурой. Его датчики «видели» в три с лишним раза лучше датчиков WMAP, то есть могли фиксировать отклонение температуры реликтового излучения на одну миллионную градуса, обрабатывали более широкий спектр длин волн и могли обнаруживать горячие и холодные точки размером всего в 1/12 градуса – в два раза лучше WMAP. Результативность спутника «Планк» стала новым стандартом космологии, пока на орбите не появились еще более чувствительные приборы. Второй спутник, «Гершель», занимался исследованием Вселенной в инфракрасных лучах. Некоторые из моих коллег по Сассекскому университету входили в его команду, и я вместе с ними наблюдал за запуском «Ариан-5» онлайн на большом экране в университете (я тактично не сообщил коллегам, что спутник «Планк» мне более интересен). После ряда маневров «Планк» достиг рабочей орбиты 3 июля 2009 года и продолжал наблюдения до октября 2013 года, когда у него закончился запас охлаждающего жидкого гелия и топлива, его перевели на «кладбище» спутников и отключили.

Первые подробные результаты исследований «Планка» всего неба были опубликованы в марте 2013 года: они слегка уточняли результаты WMAP. Именно тогда везде стали писать, что возраст Вселенной равен 13,82 млрд лет, и именно тогда я задумался над написанием этой книги. Если быть точным, в то время данные спутника «Планка» предполагали возраст в 13,819 млрд лет. При добавлении данных о влиянии БАО на галактики и других выходило, что самое вероятное значение – 13,798 ± 0,037 млрд лет. Еще более подробный анализ данных «Планка», завершенный в конце 2014 года и обнародованный в феврале 2015-го, показал, что значение постоянной Хаббла составляет 67,8, а нашей Вселенной 13,799 млрд лет. При добавлении данных от сверхновых типа 1а и БАО значение постоянной Хаббла снижается до 67,74, но возраст Вселенной остается на уровне 13,799 с погрешностью до +0,021 млрд лет. Округляя до десятых для ясности, можно утверждать, что с максимальной вероятностью нашей Вселенной 13,8 млрд лет. Возможно, это число еще изменится, и нам стоит сделать паузу, чтобы уместить в голове тот факт, что на конец 2015 года космологические дискуссии вращаются вокруг уже второго порядка после запятой, а не вокруг принципиальных расхождений в теории. Данные «Планка» и WMAP отлично согласуются друг с другом, просто первые чуть точнее вторых. Важно отметить, что это согласование намного важнее наличия расхождений. Даже если сравнить их основные показатели без учета погрешностей, оба комплекта наблюдений выдают значения, различающиеся всего примерно на 100 млн лет – из 14 миллиардов! «Ошибка» составляет менее 1 %.

Впрочем, не все данные так идеально стыкуются друг с другом. В 2013 году при сопоставлении данных «Планка» и других источников количество темной энергии во Вселенной вышло равным 69,2 ± 0,01 % (уточнено в декабре 2014 года до 68,3 %), а плотность материи в целом оценивалась в 31,5 ± 1,7 % (уточнено до 31,7 %, а барионное вещество составляет всего 4,9 %, менее одной шестой), причем соответствующее значение Н оказалось эквивалентным 67,8 ± 0,77 (в декабре 2014 года, до уточнения, 67,15). Это означает, что Вселенная расширяется несколько медленнее, чем мы полагали. Хотя новые данные пересекаются с нижним пределом погрешности показателей WMAP, а полученные им результаты согласуются с традиционным методом в другом пределе погрешности, данные «Планка» и традиционных методик не пересекаются вообще (по состоянию на 2014 год уточненное значение Н на основе метода цефеид и сверхновых составляло 73,8 ± 2,4). Это может означать, что модель ΛCDM все-таки не идеально описывает Вселенную. Хотя Франсуа Буше, ведущий специалист в научном коллективе спутника «Планк», подчеркивает, что «мы не располагаем надежными доказательствами ничего, выходящего за рамки классической модели ΛCDM», детали такого рода могут однажды заставить нас обратиться к более сложным построениям, упомянутым ранее в примечании 198. Они способны оказаться сигналом какого-то отклонения от простейшей модели, которого мы пока не понимаем. Одним из вариантов объяснения – чисто умозрительным, но вполне возможным – может быть так называемый пузырь Хаббла. Возможно, мы живем в такой части Вселенной, плотность которой несколько ниже средней. По сравнению со всей Вселенной даже оценка по сверхновым относится лишь к небольшому участку космоса (это одна из причин, по которой измерения реликтового излучения дают более надежные показатели возраста Вселенной), и если этот участок несколько менее плотен, чем другие, то возможно, что материя вне его пределов притягивает к себе видимые нами галактики, что выглядит похоже на действие несколько большей, чем в действительности, постоянной Хаббла. Обратите внимание, что это лишь догадка, которая может не оправдаться, а также, что любая коррекция модели ΛCDM, необходимая для объяснения расхождений, наверняка окажется незначительной. Однако сегодня эта загадка будоражит ученых. Если все наблюдения вдруг совпадут с предсказаниями теоретиков, жизнь станет слишком скучной, а наблюдая противоречия, мы можем изыскивать все новые объяснения для их устранения.

Тем не менее тот факт, что возраст самых старых звезд почти равен (на самом деле чуть меньше, что очень важно) возрасту Вселенной, есть одно из величайших научных открытий в истории. Оно позволяет с уверенностью предположить, что общая теория относительности и квантовая механика верны в своей основе и однажды могут слиться воедино. Особенно потрясает то, что, если верить данным спутника «Планк», мы знаем возраст Вселенной с точностью до менее чем одного процента. В этом знании воистину воплощена «истинная правда» науки и надежное доказательство того, что именно наука представляет собой лучший способ понимания мироустройства.