5. Меняем масштабы

В 1901 г. герой романа Герберта Уэллса «Первые люди на Луне», незадачливый лондонский бизнесмен Арнольд Бедфорд, решает уехать в деревню, надеясь написать пьесу и так поправить свои дела. Как вы, возможно, догадались из названия, вместо этого он отправляется на Луну. Изобретение его другом-физиком Кейвором материала, названного кейворитом, — особой пасты, которая позволяет отклонять гравитацию от всего, что ею покрыто, — делает путешествие возможным. По сюжету, воспользовавшись покрытым кейворитом металлическим шаром, Бедфорд и Кейвор попадают на Луну, откуда после приключений удается благополучно вернуться только Бедфорду, а Кейвор останется томиться узником у жителей Луны, селенитов.

В сюжете этого романа мастерски использован вечный интерес человечества к одному из центральных законов физики. Но в XX в. противодействие гравитации вышло за пределы чистой фантазии. В 1948 г. выпускник Массачусетского технологического института, инженер и предприниматель Роджер Бэбсон опубликовал эссе под угрожающим названием «Гравитация — наш враг номер один!». Страстное желание как-то победить силы гравитации Бэбсон объяснял особыми обстоятельствами своей биографии — ему пришлось дважды пережить смерть близких людей в результате одинаковых трагических событий (в юности утонула его сестра, а когда он уже был в зрелом возрасте — любимый внук), так что он испытывал к гравитации личную неприязнь. Бэбсон писал: «…постепенно я убедился, что именно сила тяжести не только ежегодно убивает миллионы людей, но и является причиной множества несчастных случаев и происшествий. Переломы бедра и других костей, а также многие болезни различных внутренних систем организма, от сердечно-сосудистой до пищеварительной, происходят вследствие нашей неспособности противостоять силам гравитации в критические моменты жизни». Бэбсон сделал успешную деловую карьеру, создав новый метод статистического анализа биржевых курсов, и заработал на этом капитал, достаточный для основания в 1948 г. двух организаций: существующей до сих пор школы бизнеса и предпринимательства Бэбсон-колледж (Babson College) и научно-исследовательского Фонда изучения гравитации (Gravity Research Foundation). Понятно, что от Фонда, ставящего своей целью изучение и борьбу с одной из фундаментальных сил природы, трудно ожидать практических результатов, поэтому неудивительно, что в 1960-х гг., после смерти Бэбсона, учреждение прекратило свою деятельность. Однако позднее Фонд восстановили, и он стал известен ежегодными премиями, присуждаемыми безо всяких условий выдающимся ученым, опубликовавшим заметные работы по теории гравитации и смежным вопросам. Этой чести уже удостоились многие известные специалисты, включая Стивена Хокинга.

Хотя некоторые идеи Бэбсона казались чудачеством даже с точки зрения научной фантастики, стоит отметить, что существует загадочная сила противодействия гравитации. Сегодня наиболее близкой к придуманному Уэллсом кейвориту субстанцией можно считать ставшую в последние годы весьма популярной так называемую темную энергию. Считается, что эта таинственная сила, открытая в 1998 г., пронизывает все пространство космоса, заставляя нашу Вселенную расширяться с ускорением. Как и в случае с упоминавшейся выше темной материей, мы можем наблюдать и даже измерять последствия существования темной энергии, но не можем определить ее фундаментальную природу. Более того, сейчас физики рассматривают темную энергию в качестве доминанты, то есть главного фактора развития Вселенной. Свидетельства об этом накапливались постепенно, начиная с 1980-х гг., но лишь прямое измерение ускорения Вселенной и открытие отклонений от точного соответствия закону Хаббла это подтвердили.

В 1920-х гг. очень непросто было принять открытия и идеи Хаббла, которые говорили о том, что Вселенная не статична. Кроме того, они подразумевали возможность расширения Вселенной даже с некоторым ускорением, что дополнительно осложняло общую картину ее развития. В отличие от многих других идей, обсуждаемых в этой книге, природа и сущность темной энергии пока не получили никакого объяснения, и мы не имеем ее теоретического описания. Более того, как справедливо отмечает историк науки Ричард Панек, «…само использование прилагательного или эпитета темный по отношению к таким понятиям, как материя и энергия, способно привести нас к безнадежной семантической путанице или ловушке. Дело в том, что в отношении материи и энергии прилагательное „темный“ вовсе не означает темноту черной дыры или дальнего космоса. Применительно к материи и энергии слово темный означает лишь то, что мы не понимаем смысл используемых понятий и, возможно, никогда не поймем». Наше нынешнее понимание — это просто временная «заглушка», с которой предстоит разобраться, если мы вообще когда-нибудь сумеем разгадать природу темной энергии.

Попытки понять тайну, связанную с силами гравитации, начались очень давно, задолго до фантастического путешествия героев Уэллса. Еще в 1692 г. молодой английский теолог Ричард Бентли расспрашивал самого Исаака Ньютона о наиболее фундаментальной загадке, скрытой в теории тяготения. Вопрос относился к устойчивости Вселенной, описываемой теорией Ньютона, и был сформулирован следующим образом: если Вселенная заполнена материей, которая притягивает другую «материю» посредством силы гравитации, то почему такая Вселенная остается в равновесном состоянии, а не коллапсирует? Вопрос возник в связи с тем, что Бентли готовил первый цикл лекций Роберта Бойля — особая честь, которой он был обязан политическому маневрированию Ньютона. Бойль прославился своими исследованиями свойств газов, но был также весьма набожным человеком и поэтому предложил из собственных средств денежную награду за цикл лекций в защиту христианства. Именно в процессе работы над ними Бентли тщательно изучил книгу и задал вопрос Ньютону, как раз когда трудился над своими лекциями. В своем ответе Ньютон признавал, что его теория требует, чтобы «…все такие материальные частицы, расположенные в бесконечном пространстве, должны быть настолько точно сбалансированы друг с другом, чтобы они могли находиться в идеальном равновесии. Я абсолютно убежден, что это трудно сделать, причем не c одной иглой, а с их бесконечным числом (так как их так же много, как частиц в бесконечном пространстве) точно расположенных в своих точках».

Позднее, в 1700 г., Бентли стал магистром Тринити-колледжа в Кембридже (alma mater Исаака Ньютона, где он учился и работал) и занимал этот пост около 30 лет. Он был честолюбивым и надменным человеком, вследствие чего стиль его руководства считается до сих пор противоречивым и спорным. Тем не менее, несмотря на несколько попыток, его так и не удалось сместить. Однако именно Ньютона Бентли постоянно поддерживал и даже курировал второе издание его великой книги «Начала» в издательстве Cambridge University Press, которым руководил как владелец. Их дружба началась до правления Бентли в Тринити, в то время, когда он просил содействия Ньютона в использовании теории гравитации для доказательства и демонстрации того, что Солнечная система была создана Божественным провидением. Бентли искал свидетельства проявления воли Бога и считал таковыми физические взаимодействия между материальными телами. Упомянутый выше вопрос, заданный им Ньютону, имеет очень глубокий физический смысл. Он затрагивает самую сущность рассматриваемой проблемы гравитации, а именно принцип мгновенного действия на расстоянии, который подразумевается теорией гравитации, о чем Ньютон дискутировал в кратком заявлении в первом издании «Начал» в 1687 г. После бесед и переписки с Бентли Ньютон заменил это краткое утверждение на более подробный и детализированный раздел во втором издании (1713 г.), названный им «Общей схолией». В новом издании Ньютон прямо использовал представление о Божественном действии, объясняя его так: «…чтобы системы неподвижных звезд не падали друг на друга под воздействием сил тяготения, Бог разместил их на достаточно больших удалениях друг от друга». Ньютону пришлось обратиться к представлению о Божественной воле, поскольку верил, что простая случайность не могла бы создать необходимую для равновесия звездную конфигурацию и сохранять ее в течение достаточно долгого времени. Отвечая Бентли, Ньютон утверждал: «Гравитация должна вызываться агентом, действующим постоянно и по определенным законам, а является этот агент материальным или нематериальным — я предоставляю размышлению своих читателей». Это утверждение было, конечно, вполне убедительной основой, позволяющей Бентли в упомянутых выше лекциях для Бойля доказывать существование установленного Богом порядка, однако при этом сам поставленный вопрос остался без ответа, поскольку физическая природа гравитации осталась неясной.

В те времена для объяснения устойчивости Вселенной и ее спасения от коллапса самому Ньютону пришлось прибегнуть к представлению о Божественном воздействии. Представьте себе, насколько сложнее придумать объяснение для обнаруженной и предлагаемой Хабблом ситуации с расширяющейся Вселенной. Если бы Вселенная расширялась с постоянной скоростью, то обнаруженная Хабблом линейная зависимость между расстоянием и скоростью должна была сохраняться вечно. Во Вселенной, заполненной материей, в одних областях ее будет больше и там начнется накопление вещества но, соответственно, в других областях будет наблюдаться его дефицит, в результате чего в более плотных областях произойдет коллапс, а в более разреженных начнется расширение этих областей. В конечном счете на очень далеких от нас расстояниях мы должны будем наблюдать все более заметные отклонения галактик от прямой линии на диаграмме Хаббла. Для обоснования постоянного расширения Вселенной необходимо было провести измерения на более далеких расстояниях. Лишь осуществив картографирование и зондирование далеко за рамками области на оси скоростей диаграммы Хаббла, астрономы могут вновь пользоваться красным смещением получаемых из спектральных линий гораздо более удаленных галактик. Вопрос заключался в том, каким образом можно точно измерять расстояния там, где уже нельзя прослеживать и идентифицировать отдельные цефеиды, как это делал Хаббл. Для рассмотрения удаленных галактик необходимо было применять более надежные, если не лучшие, свечи, чем близко расположенные к нам цефеиды.

Ключевое открытие, позволяющее расширить границы применимости закона Хаббла до самых удаленных областей Вселенной, сделал его современник и конкурент (в качестве первооткрывателя темной материи) Фриц Цвикки, обнаруживший новый класс ярких космических «маяков», располагающихся далеко за пределами, которые изучали Хаббл и Мильтон Хьюмасон. В 1943 г. Цвикки и Вальтер Бааде рассчитали, что при некоторых специфических условиях внутри ядра звезды может происходить цепочка ядерных реакций, приводящая к коллапсу. За 10 лет до этого Джеймс Чедвик обнаружил электрически нейтральную субатомную частицу — нейтрон. Это позволило предположить, что при коллапсе звезды от нее может остаться лишь сверхплотное ядро из нейтронов. Это происходит вследствие бурного выброса внешних слоев звезды под воздействием ударных волн, возникающих при взрыве. Остающиеся при этом в ядре нейтроны оказываются «упакованы» настолько плотно, что, например, одна чайная ложка вещества нейтронной звезды должна весить около 10 трлн кг! Из теории Чандры, Цвикки и Бааде следует, что непосредственно перед коллапсом умирающая звезда становится особенно яркой. Их назвали сверхновыми. Предсказав массивным звездам такую печальную участь, Цвикки занялся наблюдениями, пытаясь зарегистрировать в космосе особые, необычайно яркие взрывы, соответствующие их гибели, и даже заказал для обсерватории Маунт-Паломар специально спроектированный для поиска таких объектов телескоп с апертурой 45,7 см. В конце концов астроном обнаружил конечные продукты гибели звезд, но поиски оказались слишком долгими и трудными. История этого открытия Цвикки была отражена в нескольких публикациях газеты The New York Times, включая статью в разделе Science News Review, озаглавленную «В небесах появилась еще одна взорвавшаяся звезда». Позднее выяснилось, что какой-то английский астроном-любитель нечаянно обнаружил первый (то есть первый точно идентифицированный) взрыв сверхновой, который произошел 12 столетий тому назад в созвездии Геркулеса. 29 декабря 1934 г. в журнале Science News Letters было опубликовано сообщение, в котором астроном Харлоу Шепли заявил, что открытие сверхновых звезд следует считать самым выдающимся достижением современной астрономии. Отметив сходство возникающих при таких взрывах объектов, Бааде в статье 1938 г. предположил, что эти объекты можно считать стандартными свечами для астрономических наблюдений, но одновременно отмечал, что сбор необходимых данных может потребовать многолетних усилий.

В этой игре принял участие и Эйнштейн. Вы, возможно, уже заметили, что Эйнштейн оказывался участником (если не центральным действующим лицом) почти всех событий в космологии за последнее столетие. В этой связи полезно проследить историю того, как долго Эйнштейн занимался переделкой уравнений своей общей теории поля, то вводя в них так называемую космологическую постоянную лямбда (Λ), то изменяя ее. Эйнштейн ставил своей целью сохранение описания стабильной (устойчивой) Вселенной и поэтому сам убрал лямбду из уравнений, когда обнаруженное Хабблом расширение сделало ее ненужной и в конечном итоге заставило Эйнштейна сдаться, то есть признать «подвижность» Вселенной.

Позднее, уже в наши дни, выяснилось, что космологический член, с помощью которого Эйнштейн пытался подправить уравнения, оказался ошибкой, неожиданно полезной для современной астрофизики, хотя и совершенно не в той роли, которую первоначально предполагал для нее сам Эйнштейн. В его полевых уравнениях этот член вводился для обозначения сил гравитационного отталкивания, которые должны были тщательно сбалансировать силы притяжения и тем самым сохранить статичность Вселенной. Однако предложенное в уравнениях Эйнштейна космологическое равновесие оказалось шатким и неустойчивым. Любое, даже самое незначительное изменение условий ее существования должно было бы приводить Вселенную к гибели. Состояние Вселенной стало напоминать положение стоящего на цыпочках. При одном легком толчке он просто мог бы упасть.

Но для Вселенной любое малое воздействие может привести к катастрофе. Ничтожное изменение значения лямбды в одну сторону привело бы ее к расширению с ускорением, а с другой стороны, небольшое сжатие приведет к тому, что все существующее (как и предполагал раньше Бентли), придет к полному коллапсу. Кажется, Эйнштейна не беспокоила эта деликатная проблема отсутствия стабильности, но Артур Эддингтон сразу понял связанные с ней сложности.

Эддингтон обратил внимание на результаты, полученные Весто Слайфером, и еще в 1923 г. начал размышлять о глубоком физическом смысле, связанном с величиной лямбды. Когда Хаббл только задумывался о возможности расширения Вселенной, Эддингтон уже считал, что роль космологической постоянной в этом более существенна. Обсуждая данную тему в своем докладе на собрании Международного астрономического союза в сентябре 1932 г. в Кембридже, он не только поддержал предложенные Жоржем Леметром решения уравнений Эйнштейна для расширяющейся Вселенной, но и доказывал возможность существования не равной нулю космологической постоянной. Позднее Эддингтон, описывая свою роль в истории этой эпохи, сравнивал себя с сыщиком: «…я напоминал детектива в погоне за преступником по имени космологическая постоянная. Я уже знаю о существовании преступника, но мне еще ничего не известно о его внешности (например, о том, какой у него рост и т. п.)… Первым делом я разыскиваю его следы на месте преступления. Поиск привел к следам или к тому, что выглядит как следы: разбеганию спиральных туманностей».

В отличие от Эйнштейна Эддингтон рассматривал лямбду-член в уравнениях не в качестве проблемы, а скорее в качестве решения проблемы, и предполагал, что именно эта константа характеризует силу, вызывающую ускорение за пределами границ измерений Хаббла. Он полагал, что такой эффект легко обнаружится, когда в диаграмму Хаббла будут добавлены данные по более далеким галактикам. Поскольку ускорение представляет собой изменение скорости во времени, Эддингтон понимал, что для выяснения сути задачи необходимо вернуться в прошлое Вселенной и погрузиться во все более удаленные от нас периоды ее истории. В его времена было сложно обсуждать вопрос об экспериментальных наблюдениях такого рода, поскольку тогда не могли измерять расстояния до объектов, лежащих далеко за пределами цефеид, выступавших в качестве единственных «космических линеек».

Эддингтон был блестящим ученым, но (как мы могли уже видеть на примере истории с отказом признавать существование черных дыр) имел склонность относиться к своим научным идеям и убеждениям с большой пристрастностью. Поэтому, когда все мировое астрономическое сообщество (включая Эйнштейна) окончательно смирилось с мыслью о том, что теория расширяющейся Вселенной не нуждается ни в какой константе лямбда, Эддингтон долго отказывался признать этот факт. В статье 1932 г., написанной совместно с де Ситтером, Эйнштейн сам вычеркнул из уравнений лямбду-член. При этом, впрочем, он оставил себе шанс на пересмотр этого решения в будущем, вписав в текст фразу о том, что «…возрастающая точность астрономических наблюдений может позволить нам в будущем определить знак и величину этого члена». Но при этом (несмотря на достигнутый консенсус и отказ от учета лямбды) для описания «новой», обнаруженной Хабблом расширяющейся Вселенной необходимо было ответить на целый ряд важных вопросов, относящихся к проблеме гравитации. Однако вопросы оставались даже при консенсусе о мире без лямбды-члена. Открытие Хаббла продемонстрировало, что расширение Вселенной преодолевает влияние гравитации. Но всегда ли гравитация имела современный вид? Сохранятся ли эти особенности в будущем? Как они выглядели в далеком прошлом?

Для ответа на эти вопросы нам необходимо подробнее всмотреться в уравнения эйнштейновской теории поля. Прозрение Эйнштейна, лежащее в основе ОТО, состоит в том, что форма пространства, содержимое Вселенной и судьба космоса взаимосвязаны. Уравнения Эйнштейна точно описывают связи между членами этой триады, которые определяют все остальные параметры Вселенной, включая ее возраст. В 1990-х гг. астрономы приступили к общему исследованию содержимого Вселенной, и тогда обнаружилось, что это содержимое не согласуется с ее формой и возрастом, что поставило их в тупик. ОТО уже имела твердые обоснования, и многие ее предсказания подтверждались наблюдениями, так что несовместимость элементов упомянутой выше триады свидетельствовала о чем-то очень важном, возможно о пропущенном факторе или обстоятельстве, имеющем принципиальное значение. Геометрия и эволюция Вселенной загадочным образом противоречили ее содержанию. Начиная с открытий Веры Рубин и Кента Форда астрономические наблюдения ясно показывали, что основным материалом или веществом, из которого состоит Вселенная, является экзотическая темная материя. Однако этого было недостаточно, чтобы объяснить особенности общей формы наблюдаемой Вселенной, из чего следовало, что она намного моложе, чем предполагалось ранее. Оказывалось, что старые звезды в нашей Галактике старше Вселенной — и это, очевидно, было проблемой.

Говоря о форме Вселенной, я подразумеваю не локальные небольшие «выбоины» на плотной ткани пространства-времени, а общую форму на очень больших масштабах, где геометрия может проявить себя более или менее однородно. Несмотря на растущий объем данных, в том числе в связи с запуском спутника «Исследователь космического фона» (Cosmic Background Explorer, COBE) для изучения реликтового излучения, разрыв между разными измерениями формы, возраста, состава и эволюционными свойствами Вселенной сохранялся. Это растущее противоречие заставляло исследователей постоянно повышать точность наблюдений.

Нам уже известно, что определение лямбды не может устранить указанную выше проблему несовместимости данных, поскольку не предполагает стабильное и устойчивое развитие Вселенной (напомним, что ее состояние напоминает позицию стоящего на цыпочках, готового упасть при малейшем толчке). Однако если мы отвлечемся от проблемы космологической постоянной и займемся только решениями Леметра для расширяющейся Вселенной, то поймем, что вид решения будет определяться борьбой между расширением и силой гравитации, зависящей от средней плотности Вселенной. Таким образом, наблюдаемая плотность всех компонентов Вселенной может сравниваться с критическим значением — переломным моментом, который разделяет возможные пути судьбы Вселенной.

Отношение плотности всего вещества и энергии во Вселенной к критическому значению плотности представляет собой просто число (обозначаемое заглавной греческой буквой Ω). Полное значение омеги для Вселенной является суммой отношений обычной материи, темной материи, энергии реликтового излучения, сохранившегося еще от Большого взрыва, и космологической постоянной к рассмотренной выше критической плотности. Вклад в эту сумму от реликтового излучения сейчас является пренебрежимо малым. Омега складывается из отношений для материи и вклада от лямбды-члена. Три возможных решения уравнений Эйнштейна, которые единственным и однозначным образом определяют геометрию, состав и судьбу Вселенной, соответствуют трем различным значениям омеги, которые рассмотрены ниже.

Прежде всего обсудим простую ситуацию, когда омега существенно меньше 1, то есть материи во Вселенной достаточно для того, чтобы ее можно было даже не замечать, так что проблема устойчивости вообще не возникает. В этом случае Вселенная будет расширяться вечно и с постоянной скоростью, не ускоряясь и не замедляясь. Этот сценарий начинается с Большого взрыва, и закон Хаббла в этом случае справедлив всегда и везде по всей Вселенной.

В следующей ситуации содержимое Вселенной характеризуется существенной долей массы, например когда омега заметно меньше 1, но все же больше значения для расширяющейся с постоянной скоростью Вселенной, вследствие чего Вселенная должна расширяться непрерывно, как и в предыдущем случае. Такая Вселенная будет постепенно становиться все менее плотной (разреженной), и скорость ее расширения, соответственно, будет замедляться.

Теоретически возможны оба описанных сценария, поэтому представляется очевидным, что необходимо осуществить прямое измерение значения омеги и по результату определить, какое из решений соответствует нашей Вселенной. Для прямого измерения омеги необходимо найти и сложить массы всех галактик по всем наблюдаемым участкам звездного неба (сектор за сектором), разделить полученную сумму масс на занимаемые этими галактиками объемы, а затем вставить полученный результат в отношение для критической плотности. Когда астрономы в 1980–1990-х гг. провели описанный выше учет по всем существующим каталогам галактик, то они обнаружили, что плотность материи во Вселенной составляет примерно 0,3.

Однако стоит вспомнить, что существует еще один подход к независимому измерению значения общей величины омеги. Дело в том, что реликтовое излучение, оставшееся со времени Большого взрыва, дошло до нас в виде ряби, в которой отразилось воздействие всего содержимого Вселенной с момента Большого взрыва. Оно дошло до нас, пробив всю Вселенную, несет отпечаток всего содержимого Вселенной и, таким образом, позволяет оценить сумму этих компонентов. Измерения флуктуаций зарегистрированного спутником COBE реликтового излучения были проведены в 1990 г. и привели к равному 1 значению омеги. Это сразу заставило астрономов задуматься о том, куда девался остаток 0,7. Упомянутое выше значение 0,3 было получено с учетом всей материи во Вселенной (видимой и темной) в предположении, что Вселенная постоянно расширяется с незначительным замедлением. Астрономы уже начали искать признаки такого замедления.

Особенно важно подчеркнуть, что разница между двумя полученными значениями омеги свидетельствует о весьма серьезном изъяне в наших теоретических построениях. Живем ли мы во Вселенной, находящейся перед критической или непосредственно в критической неуравновешенной точке? Нам можно вспомнить мнение Эддингтона, который полагал, что существует лишь один надежный способ определить, какое из этих значений является истинным, — необходимо проверить применимость исходной диаграммы Хаббла на предельно удаленных от нас расстояниях и даже дальше. Из ОТО следует, что скорость расширения Вселенной связана с ее содержимым и поэтому наблюдаемое изменение скорости расширения во времени должно привести нас к правильному значению омеги. Однако для расширения диаграммы Хаббла астрономам следовало обзавестись новыми и очень яркими «маяками», так как цефеиды Ливитт (наши первые «маяки», или «космологические линейки») для новых задач были попросту тусклыми. Пришло время найти новые космические стандартные свечи, которые были бы видны до самого края Вселенной. И ответ был найден — сверхновые звезды (взрывы звезд), превосходящие по яркости цефеиды в сотни тысяч раз, что позволяет регистрировать их на гигантских удалениях. Свет распространяется с конечной скоростью, и поэтому, наблюдая очень удаленные участки Вселенной, мы фактически смотрим назад по времени. Если мы действительно живем во Вселенной с малой омегой, то, используя для зондирования сверхновые звезды, мы способны уловить замедление процесса расширения Вселенной в прошлом.

Если единственная проблема, которую нужно решить, состоит в том, чему равна омега — 0,3 или 1, то это просто проблема учета — найти пропавшее вещество. И здесь — поворот событий. Если космологическая постоянная лямбда, уже исключенная к этому времени из уравнений Эйнштейна самим Эйнштейном, имеет не нулевое значение, то она также будет вносить свой вклад в значение этого параметра. Как вы, вероятно, можете догадаться, включение в указанную «смесь» величины лямбда позволяет нам одним махом избавиться от двух факторов несогласованности теории, о которых шла речь выше.

Поэтому космологическая постоянная, хотя немного и неприятна, дала удобный способ согласования оценок омеги по данным COBE и измерений плотности галактик. Если бы значение этой постоянной равнялось 0,7, то все теоретические расчеты могли быть отлично согласованы, однако это означало бы, что нашу Вселенную ждет несколько иное и необычное будущее. Дело в том, что ему соответствует не только описанное выше неустойчивое состояние «на цыпочках», но и плоская геометрия на больших масштабах. При этом все искривления пространства-времени сглаживаются. Выше мы говорили лишь о содержимом Вселенной, однако стоит отметить, что еще до начала упомянутой «инвентаризации» массы и ее компонент предпринимались попытки независимым образом определить геометрию Вселенной. Астрономы использовали также стандартные свечи, чтобы выяснить, в каком пространстве мы живем — в плоском или искривленном. В 1961 г. протеже Хаббла Аллан Сэндидж опубликовал статью, в которой предлагалась программа астрономических наблюдений, нацеленная именно на измерения геометрии Вселенной для регистрации скорости ее расширения в настоящее время и ожидаемого замедления этого процесса. Проект был составлен целиком в контексте модели Вселенной без космологической постоянной и плотностью материи с омегой ниже критического значения, равного 1. В качестве обоснования своих предположений Сэндидж указывал, что Вселенная с не равной нулю космологической постоянной должна будет скорее ускоряться, а не замедляться. Это ясное и дерзкое противопоставление двух вариантов реальности, ускорение против замедления и возможность существования модели в том или ином состоянии, описанная в статье Сэндиджа еще в 1961 г., было забыто на 35 лет, и даже сам автор не догадывался, что она содержит идеи, достойные Нобелевских премий.

Ключом к решению проблемы стало изучение сверхновых звезд. Сейчас они превратились в один из важнейших инструментов астрономических исследований вообще. Но ученым потребовалось детальней разобраться с их физикой, чтобы оценить возможность использования сверхновых в качестве стандартных свечей. Все собранные данные стали складываться в общую картину к 1985 г., когда астроном-наблюдатель из Калтеха Уоллес Сарджент совместно со своим бывшим аспирантом Алексом Филиппенко (который к этому моменту был постдоком в Беркли) сумели заметить очень интересные закономерности в спектрах многих сверхновых. Они предположили, что такие звезды относятся к единому классу и имеют схожие характеристики. Изменение видимых величин сверхновых типа Ia сразу после взрыва, а именно кривая блеска, очень однородно. А когда сверхновые находятся на пике яркости, в их спектре наблюдается отпечаток химического элемента — кремния, образующегося при взрыве. Именно эти свойства и позволили использовать сверхновые класса Iа в качестве стандартных свечей, поскольку они являются особо яркими объектами со стандартными характеристиками, что делает их удобным инструментом, чтобы вглядываться дальше во Вселенную и назад во времени.

Подобно другим астрономическим объектам, наблюдаемая яркость любой сверхновой обратно пропорциональна квадрату расстояния до нее. В нашей локальной Вселенной красное смещение в спектре сверхновой пропорционально расстоянию до нее (это следует из закона Хаббла). Поэтому, построив график зависимости яркости сверхновой от степени красного смещения (диаграмму Хаббла) и убедившись в том, что эту сверхновую действительно можно использовать в качестве стандартной свечи, мы получаем возможность продлить данные вне графика диаграммы Хаббла. Конечно, это можно делать лишь при условии, что скорость расширения Вселенной не изменяется. Однако, как говорилось выше, эта скорость может меняться за то время, пока луч света доходит от сверхновой до нас, и при этом могут изменяться сами расстояния. Причем если скорость расширения Вселенной уменьшается (замедление процесса, чего следует ожидать во Вселенной с небольшим значением омеги и без космологической постоянной), то удаленная от нас сверхновая будет казаться более яркой, чем во Вселенной, расширяющейся с постоянной скоростью. Соответственно, в противном случае, когда скорость расширения Вселенной увеличивается (ускорение процесса, чего следует ожидать при ненулевом значении космологической константы, как отмечал Эддингтон), яркость сверхновой будет (при том же красном смещении) слабее, чем во Вселенной с нулевым значением лямбды. Кроме того, мы должны проверить, действительно ли используемые сверхновые являются стандартными свечами (то есть обладают ли все они одинаковой светимостью). Стоит отметить, что, хотя астрономы и отметили сходство сверхновых между собой, на практике встречаются и вариации, вследствие чего использование сверхновых в качестве стандартов измерения (линеек и свечей) требует от астрономов дальнейшего изучения их физических свойств и учета влияния и роли вариаций при практической обработке получаемых результатов. Детальное изучение экспериментальных данных, относящихся к взрывам ближайших к нам сверхновых, позволяет более точно калибровать отклонения от нормы, а затем применять эту калибровку для стандартизации более далеких сверхновых того же класса, то есть фактически сдвигать границы применимости диаграммы Хаббла на все более удаленные области Вселенной.

Именно такую идею предложил в 1990-х гг., выступая перед группой своих студентов и постдоков в Гарвардском университете, Роберт Киршнер, входивший ранее в состав команды, открывшей темную энергию в 1998 г. Киршнер считался очень опытным астрономом-наблюдателем, отличавшимся тщательностью и осмотрительностью в своих исследованиях. Он был также уважаемым наставником Адама Рисса и Брайана Шмидта, о которых я буду рассказывать подробнее. В конце 1980-х и начале 1990-х гг. стало понятно, что для решения вопроса о разбегающейся Вселенной и согласования ее движения с ее содержимым лучше всего охотиться за сверхновыми. Однако для правильного использования этих линеек требовалось, прежде всего, научиться обнаруживать сверхновые на больших расстояниях и тщательно их откалибровать. Этот вызов приняли одновременно две независимые команды на Восточном и Западном побережье США. Первой в гонку вступила группа «Проект „Космология со сверхновыми“» (Supernova Cosmology Project) в Калифорнийском университете Беркли, выигравшая конкурс Национального научного фонда США, связанный с организацией междисциплинарных исследовательских центров по указанной проблеме. Центр астрофизики частиц в Беркли предложил «брак» двух дисциплин физики с совершенно разными направлениями: физики частиц и астрофизики. Это был союз для изучения истинно микроскопического с истинно макроскопическим. Второй группой ученых стала «Команда для поиска сверхновых на больших Z» (High-Z Supernova Search Team) в Гарвард-Смитсоновском центре астрофизики, состоявшая первоначально из опытных астрономов-наблюдателей, которые оттачивали свои знания на инструментах и телескопах, разбросанных по всему миру в высокогорных и сухих местах. В конце 1980-х гг. теория Большого взрыва была подтверждена данными измерений реликтового излучения и данными других экспериментов, а затем внимание ученых сосредоточилось на новых проблемах космологии, относящихся к будущей судьбе Вселенной. Это потребовало от астрономов тщательной инвентаризации уже самой Вселенной и ее отдельных частей. Александр Фридман получил для уравнений поля в теории Эйнштейна три класса динамических решений, ни одно из которых не соответствует статичному, стабильному состоянию Вселенной. Вопрос состоял лишь в том, какое из них реально описывает ее эволюцию. Содержит ли Вселенная достаточное количество материи для того, чтобы ее расширение постепенно замедлилось и она после достижения некоторого максимального размера замерла бы и начала сокращаться? В такой Вселенной пространство должно быть бесконечным, и она сама по форме будет напоминать поверхность сферы. Или наша Вселенная содержит недостаточное количество материи (и эта материя очень разрежена), вследствие чего она будет расширяться вечно и безостановочно? Пространство в этом случае должно быть бесконечным, но сама Вселенная будет иметь седлообразную форму. Или же наша Вселенная содержит столько материи, сколько необходимо для достижения полного равновесия? Наконец, возможен ли последний, третий вариант, при котором Вселенная содержит как раз такое количество материи, которого должно хватить до достижения замедления расширения и даже возможной остановки? В этой «справедливой Вселенной» пространство должно быть бесконечным, но плоским, и все условия в ней будут очень точно сбалансированы. Условно три описанных варианта в астрофизике часто называют Большой хруст (слишком много материи), Большое замерзание (недостаток материи) и Вселенная Златовласки или Обитаемая Вселенная (полный баланс). Схематически три варианта развития Вселенной представлены на рисунке.

Мы видим, что точное определение всего лишь одной величины (скорости изменения расширения Вселенной) должно позволить астрономам узнать, какое из предложенных решений наилучшим образом описывает нашу Вселенную, и, следовательно, приблизительно определить ее форму и содержание в ней материи. Начиная с 1980-х гг. стало ясно, что галактики содержат некую темную материю и она как-то «размазана» в межгалактическом пространстве. Как отмечалось выше, вклад материи в важнейшую для рассматриваемых проблем величину омеги составляет 0,3. Может ли в этом случае космологическая постоянная равняться 0,7? Единственным выходом из ситуации представляется продолжение исследований: сбор дополнительных данных, расширение диаграммы Хаббла, проверка возможностей любого изменения скорости расширения Вселенной в прошлом.

Одной из важнейших целей группы в берклиевском Центре астрофизики частиц после получения финансирования в 1988 г. стал поиск сверхновых. Первоначально Центр занимался в основном изучением темной материи и одновременно учетом полного количества вещества во Вселенной. Используя сверхновые в качестве стандартных свечей, исследователи пытались определить, какое из предложенных выше решений уравнений Эйнштейна (Большой хруст, Большое замерзание или Обитаемая Вселенная) наилучшим образом описывает судьбу нашей Вселенной. Поиски сверхновых, начатые еще Цвикки, продолжаются до сих пор, но с самого начала было очевидно, что Центру необходимо выработать некую новую, хорошо спланированную и разумную стратегию организации процесса наблюдений. Необходимо было не только научиться обнаруживать большие партии сверхновых, рассеянных где-то в космосе, но и «ловить» их, когда они взрываются, то есть обладают максимальной яркостью. Теоретические расчеты показывали, что взрывы сверхновых в каждой галактике должны происходить примерно раз в столетие, поэтому единственная возможность увеличения числа таких наблюдений состоит в одновременном наблюдении за возможно большим числом галактик. Члены команды Университета Беркли Сол Перлмуттер и Карл Пеннипакер не были опытными астрономами и предполагали, что им удастся решить поставленную задачу за пару лет. Они планировали организовать автоматизированную систему поиска сверхновых, разработанную в начале 1970-х гг. Стирлингом Колгейтом из Национальной лаборатории Лос-Аламос. Колгейт, наследник империи зубной пасты, обладал яркой индивидуальностью и считался талантливым и даже выдающимся физиком-ядерщиком. В середине 1970-х гг. он занимался установкой 76-сантиметрового телескопа в пустыне Нью-Мексико и его программированием для слежения за различными галактиками с заданной периодичностью от 3 до 10 секунд. Автоматическая работа телескопов в те времена уже становилась привычным делом, но Колгейт стал пионером в комплексном использовании автоматизации поиска транзиентных сверхновых. До этого при регистрации сверхновых, чтобы заметить на снимке появление новой ярко светящейся точки, астрономам приходилось сравнивать снимки одних и тех же участков галактик, сделанные с разницей в несколько недель. Обычно сверхновая бывает настолько яркой, что затмевает всю свою галактику. Колгейт выбрал очень удачную стратегию поиска, но поле наблюдения его автоматизированного телескопа было очень малым, вследствие чего он не добился заметных успехов.

Проанализировав опыт работы Колгейта, Перлмуттер и его коллеги поняли, что для повышения эффективности поиска необходимо существенно расширить площадь наблюдаемых участков неба, где проводятся поиск, идентификация и детальное изучение сверхновых. После перехода в Национальную лабораторию имени Лоуренса в Беркли Перлмуттер поступил в аспирантуру, а затем остался в группе постдоком. 17 мая 1986 г. команда из Беркли, уже совместно с Перлмуттером, смогла обнаружить свою первую сверхновую. К этому моменту в состав команды входили, помимо самого Перлмуттера, только Пеннипакер, Ричард Миллер и несколько студентов. Они были настроены излишне оптимистично и даже надеялись, что смогут обнаруживать около сотни сверхновых в год. Однако все найденные ими в начале работы сверхновые располагались в нашей локальной Вселенной настолько близко, что в этих космологических масштабах не имело смысла рассуждать о проявлении интересующих исследователей отклонений от закона Хаббла. Но это были базовые сверхновые, которые помогли выделить и отточить знание о данном классе объектов как стандартных свечей. Программа развивалась медленно, сверхновые обнаруживались с трудом (две первые были детектированы только в 1986 и 1987 гг.), вследствие чего группа обратилась с просьбой о финансировании установки своей камеры на телескопе в Австралии, чтобы расширить область наблюдений и включить в нее южную полусферу, надеясь повысить этим количество регистрируемых вспышек. Работа ученых мотивировалась надеждой обнаружить новые сверхновые и предсказать на этой основе возможную судьбу Вселенной. Благодаря особой яркости сверхновые легко заметить и зарегистрировать, несмотря на неизбежное падение излучения из-за огромных расстояний. И в потрясающем проявлении космической удачи на самом деле нет ничего, кроме чистой удачи, так как увеличение их яркости и затухание происходят за вполне разумное время в несколько недель, что делает эти события очень удобными для человечества, чтобы их отслеживать. Счастливый момент появления вспышки — крайне редкое явление во Вселенной, так как обычно в космосе большинство процессов продолжаются миллионы лет и больше! Все эти факторы усложняют наблюдение за сверхновыми. Они действительно являются «редкими, быстрыми и случайными».

Совершенствуя инструменты за счет создания более мощных телескопов и более чувствительных детекторов, астрономы непрерывно проникали все дальше в глубины космоса и, соответственно, в его далекое прошлое. Проблема по-прежнему упиралась в охоту за сверхновыми. Исследователи надеялись измерить скорость расширения Вселенной с эпохи Большого взрыва и даже уловить начало замедления этого процесса, поскольку все они верили в уменьшение скорости ее расширения из-за действия сил гравитации, которые должны были сыграть роль космологического «тормоза». Поэтому полной неожиданностью и озадачивающим сюрпризом для всех стало практически одновременное обнаружение двумя независимыми группами, занимающимися анализом далеких сверхновых, что Вселенная ведет себя совершенно противоположным образом, а именно: процесс ее расширения не только не замедляется, но ускоряется.

При взрыве массивных звезд могут образовываться сверхновые еще одного типа (получившие обозначение тип или класс IIs), которые не могут использоваться в качестве стандартных свечей из-за того, что свойства взрывающихся звезд полностью определяются их яркостью. В качестве стандартных свечей могут использоваться только сверхновые упомянутого класса Iа, представляющие собой крошечные белые карлики, замкнутые в двойной системе и захватывающие газ звезды-компаньона. Стандартом для этого класса сверхновых является одинаковый пик яркости, а также шаблонный вид кривых, описывающих уменьшение блеска после максимума, который наблюдается вслед за взрывом. Форма кривой блеска и яркость пикового значения являются двумя основными характеристиками, позволяющими калибровать и использовать сверхновые этого класса в качестве стандартов при измерениях.

К этому времени появилась новая методика цифровой обработки изображений, которая совершенно преобразовала не только технику регистрации, применявшуюся Цвикки в 1940-х и 1950-х гг., но и методы Колгейта 1970-х гг. Программное обеспечение обработки визуальной информации позволило очень быстро получать, обрабатывать и сравнивать крупномасштабные изображения, а также выявлять на них вспышки сверхновых, организовывать сбор массивов данных, их просмотр и расчет соответствующих кривых блеска. Этот подход радикально изменил раздел космологии, связанный с изучением сверхновых. Выше уже говорилось о том, как в свое время использование фотопластинок и постоянная регистрация состояния ночного неба изменили космологию и способствовали работе Хаббла. Подобно этому развитие новейшей аппаратуры и цифровой обработки изображений существенно продвинуло границы астрофизики далеко за пределы, достигнутые самим Хабблом. Методика обработки астрономических изображений в масштабе реального времени продолжает бурно развиваться по мере повышения быстродействия компьютеров и разработки все более сложных алгоритмов и программного обеспечения.

В начале 1990-х гг. соперничество между двумя командами обострилось. Обе группы добились внушительных успехов в обработке данных и совершенствовании возможностей используемых телескопов. Проект «Космология со сверхновыми» формально перешел под руководство Перлмуттера в Беркли. Успехи программы были в основном связаны с развитием программного обеспечения, позволяющего автоматически находить сверхновые, вычитая часть изображений, получаемых от одного и того же участка неба с интервалом в несколько недель. К середине 1990-х гг. Перлмуттер и сотрудничающие с ним астрономы из разных стран Европы, Южной Америки и Австралии обнаружили множество сверхновых. После первых 10 лет вялых успехов группы эти достижения побудили к созданию одного из крупнейших телескопов в мире. Наконец-то сверхновые стали использоваться именно в соответствии с начальным замыслом, то есть в качестве стандартных свечей, реально применяемых при измерении расстояний во Вселенной. Члены обеих исследовательских групп проекта «Космология со сверхновыми» и «Команда больших Z» к этому времени уже работали в разных местах планеты и имели привилегированный доступ ко множеству телескопов. «Команда больших Z» формально была утверждена в 1994 г. под руководством Шмидта в обсерваториях Маунт-Стромбо и Сайдинг-Спринг (Австралия). Соответствующий национальным стереотипам Шмидт, мягко говорящий австралиец с большими блестящими глазами, был спокойным человеком, а истинно американский ключевой член команды Рисс — сильным, и вместе они составляли мощный гармоничный дуэт. К 1993 г. стало ясно, что сверхновые типа Iа имеют переменную яркость и поэтому не являются идеальными стандартными свечами. Поскольку некоторые члены «Команды больших Z» (включая Киршнера и Филиппенко) уже считались общепризнанными экспертами в изучении сверхновых, команда в целом решила сконцентрировать свое внимание на детальном исследовании физики таких взрывов. Были поняты и объяснены небольшие различия в поведении этих звезд, а также показано, что более яркие взрывы типа Iа затухают медленнее, чем слабые. Два члена «Команды больших Z», чилийский астроном Марио Хамью и Рисс (тогда еще учившийся в аспирантуре Гарварда), показали, каким образом следует использовать кривые, полученные при измерении роста и спада блеска взрывающихся звезд для калибровки сверхновых типа Iа в качестве стандартных свечей. Для этого необходимо оценить ослабление блеска пылью в галактике, где взрывается сверхновая. Хамью и Рисс разработали метод для коррекции такого затемнения и точного определения максимальной яркости сверхновых. Учет эффектов затемнения для корректировки данных имел решающее значение для использования сверхновых в качестве космических линеек.

Обе команды регулярно, несколько раз в год, просматривали большие участки неба — прежде всего после новолуния, когда фон неба отличается особой чернотой, необходимой для получения высокой контрастности, создавая базовый набор изображений. Через три недели астрономы повторно получали изображения этих же участков неба и сравнивали их со снимками первого набора. На контрастных снимках после соответствующей обработки легко заметить возможный взрыв сверхновой за прошедшее время. Поскольку сверхновые типа Iа не очень распространены, исследователи обеих команд сумели решить проблему, применив статистические методы. Обе группы увеличили число проверяемых галактик, в результате чего каждое изображение может содержать до нескольких сотен тысяч галактик. При таком режиме сканирования для дальнейшей, более тщательной обработки обычно отбирается около 10 штук на изображение. Конечно, как только кандидаты отмечены, группам необходимо следить за ростом и падением яркости объектов, чтобы построить кривые блеска. Дальнейшие работы требуют соответствующим образом распределенного по времени включения в эксплуатацию телескопов, размещенных в разных местах Земли, что позволяет получить необходимые спектральные характеристики, проверить принадлежность данной сверхновой к требуемому типу Iа, а также определить для нее величину красного смещения и, следовательно, расстояние до нее. При этом обе команды оказались вовлечены в активную переписку, связанную c заявками и организацией наблюдений с использованием наземных телескопов, запросов наблюдательного времени, и подготовку командировок наблюдателей для обработки и анализа данных. Это была «конвейерная линия», которая требовала сотрудничества и совместной работы. После первого года и двух сделанных усилий по поиску новых сверхновых обе команды стали «хорошо смазанными машинами» этого «конвейера».

К 1997 г. обе команды собрали сведения о большом количестве сверхновых, достаточном для построения и расширения исходной диаграммы Хаббла 1929 г. При этом они вдруг получили неожиданные и загадочные результаты. Команды по-прежнему проявляли осторожность в своих заявлениях, но только до тех пор, пока не сообщили, что собрали доказательства, относящиеся ко Вселенной с пониженным содержанием материи. В этот момент состоялся запуск космического телескопа имени Хаббла, наблюдения которого сыграли огромную роль в описываемой истории. Исключительно высокая разрешающая способность этого телескопа, располагающегося на орбите Земли, обеспечивала недостижимую для наземных телескопов точность измерений. При наземных наблюдениях на изображениях всегда возникают различные искажения, обусловленные прохождением света через атмосферу Земли. Хотя астрономы и умеют учитывать и корректировать такие искажения, они все же вносят свой вклад в общую ошибку измерений. В этой ситуации между двумя группами разгорелась борьба за повышение точности и аккуратности использованных данных, а также проверка всех возможных причин возникновения ошибок. Поскольку обе группы анализировали также и старые наблюдения, полученные еще Хабблом, они обнаружили, что данные по двум первым сверхновым не совпадают с ранее указанным трендом. К этому времени у астрономов проекта «Космология со сверхновыми» уже были собраны данные о пригоршне самостоятельно обнаруженных сверхновых (целых шесть штук), что позволило им отправить статью в Nature для публикации в первой неделе октября 1997 г.

При этом возникла небольшая задержка с публикацией, связанная с космологической постоянной. В конечном варианте аннотация к статье заканчивалась фразой: «Новые результаты в сочетании с уже имевшимися данными по измерениям параметров ближних сверхновых позволяют предполагать, что мы живем во Вселенной с низким значением плотности».

В свою очередь, «Команда больших Z» 13 октября 1997 г. отправила по почте отчет со своими независимыми результатами, сделав их доступными общественности. При этом следует помнить, что сам факт разрешения на публикацию в журнале Nature означал, что результаты команды проекта «Космология со сверхновыми» подпадают под некое эмбарго до завершения работы по проверке данных. Проблема заключалась в том, что «Команда больших Z», в свою очередь, пришла к смелому выводу, что одной только материи недостаточно для формирования плоской Вселенной. В конце концов группам пришлось приступить к переговорам, чтобы как-то согласовать или сблизить как свои результаты и выводы, так и прогнозы на (легко сказать) судьбу Вселенной. Наиболее вероятным представлялся вариант, по которому Вселенная будет расширяться вечно. Обе команды в начале своих исследований старательно пытались обнаружить признаки замедления процесса расширения Вселенной и поэтому почувствовали себя в тупике, обнаружив вместо этого ускорение. До окончательной публикации полученных результатов проводили многочисленные внутренние обсуждения их данных. Американское астрономическое общество предложило членам групп принять участие в пресс-конференции для представления и обсуждения их результатов. Несколько месяцев до конца 1997 г. сотрудники обеих команд принимали участие в семинарах и коллоквиумах, разъезжая по разным странам, причем в выступлениях они иногда намекали на возможность существования не равной нулю космологической постоянной лямбда. Рисс и члены «Команды больших Z» чувствовали, что отстают, так как изучили меньшее число сверхновых, и поэтому решили пересмотреть свои ранние данные и еще раз тщательно их проанализировать. Рисс среди коллег имел репутацию специалиста по учету влияния космической пыли. Он добавил к списку своей команды еще 21 близкую сверхновую, которые обнаружил во время подготовки диссертационного исследования по развитию метода калибровки кривых блеска. Данные по этим звездам еще не публиковались. Используя их для привязки к той части знаменитой диаграммы Хаббла, которая соответствует малым красным смещениям, Рисс только в это время обнаружил, что решение приводит к модели Вселенной, в которой не просто нет материи, а есть отрицательная материя! Он понял также, что для объяснения загадочного результата по сверхновым и их согласования с другими астрономическими данными для выявления зависимости геометрии Вселенной от ее наполнения, например, исследованиями реликтового излучения к рассмотренным ранее компонентам для величины омеги необходимо добавить еще что-то.

Ситуация была тревожной, и Рисс начал проверять каждый этап своей работы вместе с коллегой по команде Шмидтом, который проводил независимые расчеты, пользуясь собственной программой. Обычно они регулярно связывались по электронной почте, и наконец 8 января 1988 г., непосредственно перед пресс-конференцией Американского астрономического общества, Шмидт послал Риссу следующее сообщение: «Well Hello Lambda!» Соавторы пришли к одному и тому же результату и убедились в существовании ставшей печально известной космологической постоянной Эйнштейна лямбда, причем оба оценили достоверность своих расчетов очень высоко — в 99,7 %. Они сообщили об этом остальным членам «Команды больших Z», поскольку предстояло решить вопросы публикации и определения доли участия каждого. Понимая огромное значение самого факта обнаружения ненулевого значения космологической постоянной, некоторые члены команды выразили свою озабоченность и даже предупредили коллег, что «…пресс-релизы и приостановка публикаций в изданиях [Astrophysical Journal] и Nature могут произвести впечатление только на публику и ученых, проявивших лишь случайный интерес к предмету исследований. Однако основное ядро сообщества ученых-космологов не воспримет наши результаты серьезно, если мы не предъявим более надежные доводы». Шмидт, который серьезно и долго работал над анализом данных независимо от Рисса, подтвердил их сотрудничество по электронной переписке и заявил: «Ситуация с космологической постоянной некомфортна для меня, но я не думаю, что нам следует „сидеть“ на своих результатах в поисках прежних ошибок (это было бы неверным с точки зрения интересов науки)». Филиппенко, астроном из Беркли, который переметнулся в группу Рисса из конкурирующей команды проекта «Космология со сверхновыми» за несколько лет до этого, добавил: «Правильное решение. Мне была ненавистна мысль о том, чтобы другая группа опубликовала свои результаты первой».

Перлмуттер и его коллеги из команды упорно готовились к пресс-конференции. Интерес средств массовой информации разжигался сведениями о том, что обе группы близки к консенсусу по поводу столь важного вопроса, как судьба Вселенной, оказавшаяся зависимой от таинственной величины, именуемой космологической постоянной. Вначале в центре внимания была команда проекта «Космология со сверхновыми», обнаружившая большее число сверхновых. «Команда больших Z» представила данные только по трем сверхновым. Однако еще до открытия ежегодного собрания Американского астрономического общества в январе 1998 г. в Вашингтоне Перлмуттер с соратниками принялись утверждать, что они могли бы найти доказательства существования не равной нулю космологической постоянной. Группа полагала, что не заметила этого лишь по причине грубой исходной ошибки самого Эйнштейна и его убежденности в статичности Вселенной. Еще через шесть недель на конференции в Лос-Анджелесе команда Рисса после исправления основной погрешности, связанной с учетом поглощения космической пылью, также сообщила о существовании не равной нулю лямбды, что соответствовало гипотезе об ускоренном расширении Вселенной. Астрономические наблюдения, а также данные по реликтовому излучению также указывали на равное 1 значение омеги, которое состоит из вкладов обычной и темной материи и космологической постоянной. Вскоре после этого в журнале Scientific American была опубликована статья журналиста Джеймса Гланца, подробно описавшего всю историю поиска и обнаружения сверхновых. К этому моменту обе группы лишь предъявляли свои доказательства существования космологической постоянной, но воздерживались от притязаний на открытие. Объявление об открытии требовало высшей степени убежденности в правоте, а также уверенности и ответственности за надежность используемой методологии при анализе и оценке ошибок в расчетах.

Наконец, 22 февраля 1998 г. Перлмуттер доложил все результаты «Космологии со сверхновыми» на 3-м Международном симпозиуме по источникам и детектированию темной материи, проводимом в городке Марина-дель-Рэй Калифорнийским университетом. Сразу после симпозиума от команды выступил Филиппенко, начавший свою речь со смелого утверждения: «Вы либо получили результат, либо нет. У „Команды больших Z“, — продолжил он, — один результат есть, и мы его сообщаем публично». Он объявил, что его команда с высокой степенью уверенности утверждает, что космологическая постоянная существует, и может предъявить в пользу этого весомые доказательства. Сверхновые, расположенные на расстояниях в миллиарды световых лет и дальше, кажутся нам более тусклыми из-за того, что Вселенная сейчас расширяется быстрее, чем в тот момент, когда эти звезды взорвались, и отодвигает их дальше от Земли. Само ускоренное расширение вызывается темной энергией, которая проявляет себя в значении космологической постоянной. Темная энергия окончательно стала реальностью. Как легко можно было предвидеть, сразу после этих выступлений между командами (а также внутри самих команд) разгорелась острая борьба из-за оценки заслуг, достижений и наград каждого из участников.

Конечно, при таком великом открытии не обошлось без попыток найти другие возможные объяснения полученным результатам. Возникли подозрения, что природа сыграла с исследователями злую шутку, то есть не являются ли эти самые удаленные от нас сверхновые вообще какими-то другими объектами — совсем иными «зверушками»? Химический состав самых молодых галактик не столь богат, как у более старых, возможно, это могло стать объяснением их пониженной яркости. Однако спектры близких и далеких галактик оказались похожими, а сколь-нибудь заметная разница в составе должна была проявиться и в спектрах, так что обе команды сочли наиболее правдоподобным объяснением то, что Вселенная действительно ускоряется, оставляя сверхновые далеко позади породивших их взрывов. Поскольку обе группы, совершенно независимо друг от друга и пользуясь совершенно разными методами анализа, сумели обнаружить большую часть сверхновых, прийти к одинаковому результату и убедить в этом самих себя и друг друга, им не составило труда убедить в этом и все остальное космологическое сообщество. Теперь при дальнейших обсуждениях не происходило противостояния ярких личностей, тех, кто мог бы оспорить эти претензии, как было в прошлом. Несмотря на то что обнаружение космологической постоянной представляет собой весьма радикальное открытие, оно было воспринято научной общественностью довольно спокойно. Возможно, это объясняется тем, что открытие хорошо согласовывалось с предыдущими результатами того, что омега равна 1, полученными из данных по реликтовому излучению и из других астрономических наблюдений, и оно было принято мягко. Кроме того, признанию новой идеи немало способствовал и тот факт, что космологическая постоянная оказалась старой знакомой теоретиков, представленной в уравнениях Эйнштейна десятки лет назад.

Космологическая постоянная была легко и быстро воспринята учеными, поскольку позволила разобраться с некоторыми старыми проблемами космологии. Например, дала возможность объяснить противоречия, относящиеся к возрасту Вселенной (когда, например, при измерениях возраст некоторых горных пород и даже звезд превышал возраст самой Вселенной), что плохо укладывалось в рамки используемых ранее моделей Большого взрыва и холодной темной материи. С обнаружением темной энергии стало очевидно, что увеличение скорости расширения Вселенной требует учета времени, а это неожиданно приводит к «старению» Вселенной. Существование темной энергии позволяет также понять, почему вклад материи в величину омеги является относительно малым, хотя множество астрономических наблюдений свидетельствует о близком к 1 значении омеги. Из-за этого при «инвентаризации» космоса постоянно терялся один из важных компонентов.

Хотя темная энергия является удобным заполнителем, который помогает увязать несколько наблюдаемых свойств Вселенной, это просто замещающий термин. Как и в случае с темной материей, мы знаем, что темная энергия существует, но мы не имеем представления о ее происхождении и эволюции. Мы смогли как-то улучшить учет содержимого Вселенной, но нам по-прежнему остается непонятным устройство большей части ее содержимого. По-видимому, мы живем во Вселенной, содержащей лишь 4 % обычных атомов (известных нам по периодической таблице элементов), 23 % темной материи и 73 % темной энергии, однако у нас нет никакой теоретической основы для описания того, каким образом и где эта энергия зарождается. Можно ли ее назвать квинтэссенцией или фундаментальной силой, как полагают некоторые физики? Зависят ли свойства и количество темной энергии от времени или она стационарна? Все эти и другие вопросы пока остаются без ответа.

Неясно также, чем темная энергия и темная материя отличаются от мифических субстанций — эфира и эффлувии, в существование которых верили ученые древности. Мы имеем множество эмпирических доказательств, независимым образом указывающих на существование темной энергии и темной материи, а также располагаем множеством приборов и технологий, позволяющих исследовать эти субстанции и продолжить изучение их природы и свойств. Уже запланированы запуски спутников и программы работы наземных обсерваторий, специально нацеленных на более глубокое исследование характеристик и природы темной энергии.

Несколько необычным выглядит то, что руководители обеих команд получили причитающуюся им Нобелевскую премию в 2009 г. за открытие 1998 г., но и это награждение можно считать даже быстрым по сложившимся в современной физике стандартам. В соответствии с завещанием Альфреда Нобеля премию могут разделить между собой не более трех человек в год. Это условие сейчас приводит к сложностям при присуждении премий в области физики и особенно космологии, где (вследствие интеллектуальной зрелости и сложности самой науки) работы на переднем крае исследований все чаще осуществляются не отдельными людьми, а весьма многочисленными коллективами ученых. Процесс отбора трех человек, связанных с новым большим открытием, которое по существу есть результат усилий целой группы, становится все более сложным и приводит к тому, что и узнают результат несчастные исследователи во вторую неделю октября. Астрономия как направление редко отмечается Комитетом, но Нобелевская премия по физике 2009 г. досталась Риссу и Шмидту из «Команды больших Z» и Перлмуттеру из проекта «Космология со сверхновыми» за открытие темной энергии. Это привело к большим дискуссиям о многих невоспетых героях темной энергии, были опубликованы обращения к Нобелевскому комитету с пожеланиями учредить особую командную премию по физике, чтобы можно было награждать целые коллективы исследователей. Никаких изменений в правила не было внесено, и вопрос о разделении вклада и распределении премий по-прежнему стоит, в частности, и потому, что накопление знаний, приводящее к прорывным результатам, определяется несколькими ключевыми участниками, работа которых и приводит к прогрессу. Однако руководители некоторых новых престижных премий уже признали справедливость таких требований, учли возникшие изменения в культуре научных исследований и начали награждать целые коллективы ученых. По этому пути пошел, например, фонд Грубера, присудивший в 2006 г. премию по космологии всей группе разработчиков спутника COBE, а в 2007 г. — обеим группам, обнаружившим темную энергию. Кстати, следуя примеру разработчиков COBE, первооткрыватели темной энергии пригласили всех принимавших участие в программах специалистов на фестиваль, прошедший 10 декабря 2009 г. в Стокгольме, где присуждаются Нобелевские премии. Кроме этого, как для отдельных исследователей, так и для коллективов появилась «Премия за прорыв», основанная русским миллиардером Юрием Мильнером в 2012 г. Мильнер, сам по образованию физик, сделал карьеру в банковском бизнесе и утвердил призы за фундаментальные открытия в физике, математике и науках о жизни. В 2013 г. приз по физике присудили руководителям различных групп, принимавших участие в открытии бозона Хиггса на ускорителе ЦЕРН, а в 2015 г. были награждены обе группы: команда проекта «Космология со сверхновыми» и команда «Поиска сверхновых на больших Z». Разумеется, проблема справедливой оценки вклада отдельных участников коллективной работы продолжает оставаться одной из самых важных.

Главной научной проблемой современной космологии является раскрытие природы темной материи и темной энергии, что может быть, конечно, осуществлено только усилиями большого международного коллектива. По этому поводу историк науки Питер Галисон писал: «Большая наука влечет за собой изменение в самой природе жизни в науке. Ежедневную работу характеризуют командная работа и иерархия». Раньше подобной масштабностью отличались только проекты создания огромных ускорителей (типа ЦЕРН), но за последние 30 лет существенно изменилась и космология, так что в ней не осталось места для исследователей-одиночек. Их место заняли высокоорганизованные команды, борющиеся за финансирование и развитие новых методов и технологий, нацеленных на решение возникающих задач (в описанной выше ситуации этими задачами стали сбор и стандартизация данных по сверхновым). Физик Вольфганг Панофски отмечает, что такое увеличение масштабов работы диктуется характером решаемых задач: «Мы просто не знаем, как можно получить важную информацию о самых малых объектах вещества (физика высоких энергий), самых больших структурах Вселенной (астрономия и космология), а также о статистически неуловимых, ускользающих результатах… без применения масштабных усилий и сложных приборов». В любом случае, независимо от того, как и почему произошла трансформация науки, изменение масштабов научной деятельности не позволяет науке выжить в изоляции от других сфер современного общества и ее более широкий контекст становится еще важнее. И это тем более так, потому что современные научные исследования требуют вложения больших объемов разнообразных ресурсов (человеческих, технологических и финансовых).

При этом изменился даже процесс научного признания более радикальных идей в космологии— темной материи, реликтового излучения и, наконец, темной энергии, — который отличается от того, что было раньше. Сейчас приход к консенсусу в научном сообществе относительно новых понятий достигается зачастую значительно легче и мягче, что мы и видели на примере восприятия удивительного и интригующего открытия темной энергии, хотя оно фактически переворачивает все наши предыдущие представления об устройстве космоса вообще. Это можно объяснить рядом причин. Прежде всего, эта кажущаяся странной идея о наличии темной энергии позволила очень удачно свести воедино многие ранее казавшиеся разрозненными результаты наблюдений, подобно укладыванию последней части головоломки. Например, для астрономов космологическая постоянная лямбда представляет собой просто некое число, но для физиков-теоретиков этот параметр имеет глубокое концептуальное значение, поскольку они соотносят его с энергией вакуума и фундаментальными свойствами пространства. Споры идут не об измерениях, а о происхождении измеряемых величин. Еще одной из причин быстрого достижения согласия между специалистами можно считать интеллектуальную зрелость самой космологии, а также ее широкое практическое внедрение в смежные области науки. Современное состояние космологии характеризуется стремительной гонкой за открытиями и быстрым внедрением инновационных технологий.

За последние 30 лет фундаментально изменилась и сама наука. Сотрудничество международных коллективов ученых привело к изменению в отношении к открытиям. Мы больше не видим долгой и упорной борьбы старых и новых идей (или хотя бы их медленного слияния и примирения), так как чаще наблюдаем бурный поток новых данных, вызывающих одновременно множество новых теоретических вопросов и ответов на них. Обнаружение темной энергии стало вызовом нашему пониманию глубинных законов природы, а также выявило недостаточное понимание самых ранних процессов возникновения Вселенной. Развитие космологии привело к революции в области обработки больших массивов данных, и эта революция относится ко множеству дисциплин, связанных с интеллектуальной деятельностью. Далее стоит изучение нового рубежа — истинной природы темной энергии, и это привело к формулировке множества новых вопросов беспрецедентного характера, которые возвращают нас к моменту творения.